ニュートリノ支援による初期暗黒エネルギーはハッブル張力の自然な解決である
| Title |
Neutrino-Assisted_Early_Dark_Energy_is_a_Natural_Resolution_of_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Mariana_Carrillo_Gonz\'alez,_Qiuyue_Liang,_Jeremy_Sakstein,_Mark_Trodden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09091 |
ごく最近、ニュートリノに支援された初期の暗黒エネルギーモデル(ハッブル張力の有望な解決策であり、他の理論を悩ませている理論上の微調整と偶然の問題を改善できる)は、自然な、または宇宙論的に興味深い結果をもたらさないと主張されています。この短い論文では、これらの結論が3つの理由で正しくないことを示します。まず、計算のエラーを特定します。第二に、「興味深い」モデルと「自然な」モデルを構成するものの定義に異議を唱えます。最後に、モデルのパラメーター空間全体を完全に調査することなく、の結論に到達したことを示します。ニュートリノに支援された初期の暗黒エネルギーは、さらなる研究に値するハッブル張力の自然で興味深い潜在的な解決策であり続けています。
宇宙ニュートリノシミュレーションの初期化と進化の精度向上
| Title |
Improving_initialization_and_evolution_accuracy_of_cosmological_neutrino_simulations |
| Authors |
James_M._Sullivan,_J.D._Emberson,_Salman_Habib,_Nicholas_Frontiere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09134 |
ニュートリノの質量制約は、現在および将来の大規模構造(LSS)調査の主な焦点です。非線形LSSモデルは、宇宙論的シミュレーションに大きく依存しています。したがって、大規模ニュートリノの影響は、現実的で、計算上扱いやすく、制御された方法でこれらのシミュレーションに含める必要があります。関連する計算コストを削減するための最近の提案では、初期条件で対称ニュートリノ運動量サンプリング戦略を採用しています。この戦略の修正版をハードウェア/ハイブリッド加速宇宙論コード(HACC)に実装し、その内部パラメーターで収束テストを実行します。この方法は、以前の発見と同様に、小規模な全物質場に$\mathcal{O}(1\%)$数値アーティファクトを与えることができることを示し、フーリエ空間フィルタリングを使用してこれらのアーティファクトを除去する方法を提示しますニュートリノ密度場。さらに、収束したニュートリノパワースペクトルは、初期の$15\%$レベルの比較的大規模なスケールでは線形理論の予測に従わないことを示し、粒子ベースのニュートリノシミュレーションにおける系統学のより注意深い研究を促しました。また、ボルツマンソルバーで計算されたのと同じ相対ニュートリノ成長を達成することに基づく、大規模ニュートリノ宇宙論の初期条件の線形伝達関数をバックスケーリングするための改善された方法も提示します。私たちの首尾一貫したバックスケーリング法は、総物質成長関数でサブパーセントの精度をもたらします。$m_{\nu}=0.15~\mathrm{eV}$のニュートリノ質量でのMira-Titanエミュレーターとの非線形パワースペクトルの比較は、エミュレーターおよび直接N体シミュレーション。
拡張バリオン振動分光サーベイにおける輝線銀河サンプルの存在量マッチング分析
| Title |
Abundance_matching_analysis_of_the_emission_line_galaxy_sample_in_the_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey |
| Authors |
Sicheng_Lin,_Jeremy_L._Tinker,_Michael_R._Blanton,_Hong_Guo,_Anand_Raichoor,_Johan_Comparat,_Joel_R._Brownstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09199 |
スローンデジタルスカイサーベイIV(SDSS-IV)の拡張バリオン振動分光サーベイ(eBOSS)からの輝線銀河(ELG)サンプルの小規模クラスタリングの測定値を提示します。$0.34h^{-1}\textrm{Mpc}$から$70h^{-1}\textrm{Mpc}$までのクラスタリング測定値を解釈するために、条件付き存在量マッチング法を使用します。輝線銀河の特性とその環境との相関関係を説明するために、ELGの星形成率とハロー降着率の間に二次的な関係を追加します。ELG[OII]光度をモデル化し、eBOSSELGのターゲット選択を模倣するために、3つのパラメーターが導入されています。モデルのパラメーターは、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用して最適化されています。銀河の星形成率とハロー降着率を条件付きで一致させることにより、1$\sigma$エラーレベル以内でeBOSSELG小規模クラスタリングを再現できることがわかりました。私たちの最適なモデルは、eBOSSELGサンプルがすべての星形成銀河の$\sim12\%$のみで構成され、eBOSSELGサンプルの衛星の割合が19.3\%であることを示しています。$r\sim20h^{-1}\rmのスケールで、アセンブリバイアスの影響が2点相関関数では$\sim20\%$であり、ボイド確率関数では$\sim5\%$であることを示します。Mpc$.
Ia型超新星における時間膨張を用いた光の最小拡張可変速度の制約
Friedmann-Lema\^{i}tre-Robertson-Walkerモデルは、赤方偏移と距離の間の相関関係を確立します。空間のメトリック拡張があります。その結果、膨張する空間を伝搬する光子の波長が引き伸ばされ、宇宙の赤方偏移$z$が作成されます。また、近くの観測者によって検出された光の周波数を、遠くの光源から放出された光の周波数に関連付けます。標準的な宇宙論(\textit{i.e.}等速光モデル、$c=$定数)では、この関係は係数$1/(1+z)$[1]で与えられます。ただし、この比率は、最小限に拡張された可変光速度モデル(meVSL、$c=c_0a^{b/4}$)では$1/(1+z)^{1-b/4}$[2-4].この時間拡張効果は、放出された放射線の強度の時間変化の観測レートとして観測できます。Ia型超新星(SNeIa)のスペクトルは、遠くの天体の見かけの老化率を測定するための信頼できる方法を提供します。13の高赤方偏移($0.28\leqz\leq0.62$)SNeIa[5]のデータを使用して、$1$-$\sigma$信頼区間で$b=0.198\pm0.415$を取得します。現在のデータは、標準モデルの予想と一致しています。
修正重力のデータ駆動型でモデルに依存しない再構成
この論文では、線形物質密度摂動理論で修正された係数$\mu$によって特徴付けられる修正重力が、現在利用可能な宇宙観測を使用して、ガウス過程を介して完全にデータ駆動型でモデルに依存しない方法で再構築されます。これは、Pantheon+SNeIaサンプル、観測されたハッブルパラメーター$H(z)$および赤方偏移空間歪み$f\sigma_8(z)$データポイントで構成されます。再構成された結果は、低赤方偏移で時変$\mu$を示唆しています。それはまた、最も単純な一般相対性理論を超えた、より複雑な修正重力を意味し、Dvali-Gabadadze-Porratiブレーンワールドモデルが必要です。
ローカライズされた高速無線バーストからの等価原理に対する一貫した制約
高速電波バースト(FRB)は、銀河系外起源の短い天体物理的トランジェントです。それらのバースト信号は、大規模構造(LSS)内の自由電子によって分散され、さまざまな周波数での到着時間が遅れます。時間遅延のもう1つの潜在的な原因は、よく知られているシャピロ遅延です。これは、見通し線に沿った空間-空間および時間-時間メトリックの摂動を測定します。異なる周波数の光子が異なる軌跡をたどる場合、つまり、弱い等価原理(WEP)によって保証されている自由落下の普遍性に違反している場合、追加の相対遅延が発生します。ただし、この量はゲージに依存しないため、バックグラウンドレベルでは観測可能ではなく、以前の論文で混乱を招いていました。代わりに、異なるパルスの時間遅延間の相関関係に痕跡が見られます。このホワイトペーパーでは、4.6～6meVのエネルギー範囲でのWEPの違反に関する12のローカライズされたFRBから、堅牢で一貫した制約を導き出します。以前の多くの研究とは対照的に、シグナルはモデルではなく、尤度の共分散行列にあると考えています。そのために、LSSの自由電子、WEP破壊項、天の川銀河、ホスト銀河によって引き起こされる時間遅延の共分散を計算します。ホスト銀河の寄与と自由電子からの寄与の両方を無視することにより、WEP違反を特徴付けるパラメータ化されたポストニュートンパラメータ$\gamma$は、このエネルギー範囲で68で$10^{13}$の1まで一定でなければならないことがわかります。$\;\%$信頼度。これらは、この低エネルギー範囲における$\Delta\gamma$に対するこれまでで最も厳しい制約です。
JWST高赤方偏移銀河が暗示する宇宙のタイムライン
ハッブル宇宙望遠鏡による赤方偏移z>10の銀河の観測によって最初に特定された、いわゆる「ありえないほど初期の銀河」の問題は、より最近のジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によるさらに高い位置にある銀河の候補の発見によって悪化したようです。赤方偏移(z~17)ですが、分光学的にはまだ確認されていません。これらの候補は、LCDMとの関連でビッグバンからわずか2億3000万年後に出現し、一致モデルパラメータを採用したシミュレーションで許可されていると思われるよりも初期の銀河でより急速な星形成が必要でした。したがって、この時間圧縮の問題は、LCDMによって予測される年齢と赤方偏移の関係と一致しません。代わりに、星形成と銀河集合のシーケンスは、R_h=ct宇宙によって予測されたタイムラインを確認します。これは、一般相対性理論からの「活動質量ゼロ」条件を組み込んだLCDMの理論的に進歩したバージョンです。このモデルは、LCDMよりも優れた多くの宇宙論的データを説明しており、地平線や初期エントロピーの問題を含む、その矛盾をすべて排除しています。z>14での最新のJWSTの発見は、確認された場合、R_h=ct宇宙が現在の標準モデルよりも観測によって支持されているという考えをさらにサポートします。
ジュノからの木星の内部: 状態方程式の不確実性と希薄コア範囲
| Title |
Jupiter's_interior_from_Juno:_Equation-of-state_uncertainties_and_dilute_core_extent |
| Authors |
S._Howard,_T._Guillot,_M._Bazot,_Y._Miguel,_D._J._Stevenson,_E._Galanti,_Y._Kaspi,_W._B._Hubbard,_B._Militzer,_R._Helled,_N._Nettelmann,_B._Idini,_S._Bolton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09082 |
ジュノミッションは、木星の重力場の測定値を卓越した精度で提供し、惑星内部の制約を改善しました。木星の内部構造に関する知識を向上させることは、その形成と進化を理解するための鍵ですが、系外惑星探査の枠組みにおいても重要です。この研究では、最先端の状態方程式と内部モデルの特性への影響との違いを調査しました。水素とヘリウムの状態方程式の不確実性を考慮して、木星の内部の特徴の範囲を評価しました。パラメータ空間の広範な調査を実施し、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)シミュレーションを使用して幅広い内部モデルを研究しました。状態方程式の不確実性を考慮するために、計算で状態方程式の修正を許可しました。私たちのモデルは希薄なコアを抱えており、木星の内部エントロピーがガリレオ探査機の測定値から通常想定されるものよりも高いことを示しています。拡張された希薄なコアを持つ解が得られますが、最近の木星の他の内部モデルとは異なり、小さな希薄なコアを持つモデルも得られます。このような解の希薄コアは木星の質量の20%にまで達し、形成進化モデルとの一致が向上します。木星モデルで使用される状態方程式は、推定される構造と組成に重大な影響を与えると結論付けています。木星の圧力および温度条件での水素ヘリウム混合物の挙動のさらなる調査は、惑星の内部、したがってその起源を制約するのに役立ちます。
上層大気中の微生物の検出: 相対速度フィルター サンプリング
| Title |
Detecting_microbiology_in_the_upper_atmosphere:_relative-velocity_filtered_sampling |
| Authors |
Arjun_Berera,_Daniel_J._Brener,_Charles_S._Cockell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09280 |
この論文の目的は、地球の生物圏の高度における範囲の問題を実際的な観点から再び開くことです。他の地域と比較して気象学コミュニティでの調査が不足しているため、口語的に無視圏と呼ばれる中間圏および下部熱圏で生物学的物質の検索を行う方法について、さまざまな提案を行います。非常に低い地球軌道のキューブサットや、ロケット搭載のMAGIC隕石煙粒子サンプラーなどのより標準的なアプローチなどの比較的最近の技術的進歩は、無視圏での生物学的物質のサンプリングに潜在的に実行可能であることが示されています.汚染の問題が議論され、粒子のサイズと検出器に対する相対速度に基づいて粒子をフィルタリングする新しい検出器設計によって、問題の潜在的な解決策が提案されます。
M-dwarfスターライトシミュレーターの下でさらされたシアノバクテリアの酸素発生型光合成応答：系外惑星の居住可能性への影響
| Title |
Oxygenic_photosynthetic_responses_of_cyanobacteria_exposed_under_an_M-dwarf_starlight_simulator:_Implications_for_exoplanet's_habitability |
| Authors |
Mariano_Battistuzzi,_Lorenzo_Cocola,_Riccardo_Claudi,_Anna_Caterina_Pozzer,_Anna_Segalla,_Diana_Simionato,_Tomas_Morosinotto,_Luca_Poletto,_Nicoletta_La_Rocca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09396 |
はじめに:遠く離れた太陽系外惑星での生命の探索は、生物起源の酸素などの大気のバイオシグネチャ検出に依存すると予想されます。しかし、地球上では可視光に依存している酸素光合成が、M型矮星のハビタブルゾーンを周回する太陽系外惑星をシミュレートするスペクトル条件下でどの程度機能するかは実証されていません。遠赤・近赤外線。シアノバクテリア(地球上で酸素発生型光合成を進化させた最初の生物)と、350～900nmの範囲でM型矮星の発光スペクトルを正確に再現できるスターライトシミュレーターを利用することで、この質問に答えることができました。方法:シアノバクテリアChlorogloeopsisfritschiiPCC6912(遠赤色光順化(FaRLiP)が可能)を使用して実験を行いました。この菌株は、光合成のために可視光に加えて遠赤色を収穫することができます。PCC6803は、この光順化を行うことができない種であり、M矮星、太陽、遠赤色の3つのシミュレートされた光スペクトルにさらされたときの反応を比較しています。色素組成と光化学系組織の観点から、成長と光合成順化機能を分析しました。最後に、さまざまなスペクトルに直接さらされた株の酸素産生を決定しました。結果:どちらのシアノバクテリアも、M-dwarfと太陽光の条件下で同様に成長し、光合成することが示されました:Synechocystissp.C.fritschiiは、可視光と遠赤色光の両方を収集し、FaRLiP応答を活性化することで、可視光の少数の光子を利用します。
3D GCM の正味の反応を伴うミニケミカル スキーム II。 WASP-39b と HD 189733b の 3D 熱化学モデリング
| Title |
A_Mini-Chemical_Scheme_with_Net_Reactions_for_3D_GCMs_II._3D_thermochemical_modelling_of_WASP-39b_and_HD_189733b |
| Authors |
Elspeth_K.H._Lee,_Shang-Min_Tsai,_Mark_Hammond_and_Xianyu_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09525 |
ホットジュピター(HJ)系外惑星の大気の化学的インベントリは、詳細と精度を高めるために、さまざまな地上および宇宙ベースの機器によって引き続き観測されています。一部のHJは、スペクトル観測から推測される可能性のある大気中で強い非平衡化学特性を示すことが予想されます。HJのWASP-39bとHD189733bの大気における3次元の熱化学的非平衡化学をモデル化することを目指しています。Exo-FMSGeneralCirculationModel(GCM)に正味の反応速度テーブルを利用する、軽量で削減された化学ネットワーク「mini-chem」を結合します。結合ミニ化学スキームのケーススタディとして、太陽系外惑星WASP-39bとHD189733bのGCMモデルを実行します。GCMの結果は、3D放射伝達モデルgCMCRTを使用して後処理され、透過スペクトルと発光スペクトルが生成され、観測可能な特性に対する非平衡化学の影響が評価されます。両方のシミュレーションは、大気の動的な動きによる化学平衡(CE)からの大幅な逸脱を示しています。種の空間分布は、一般に、温度場ではなく、大気の動的特性に密接に従います。各分子種は、惑星の緯度にも依存して、シミュレーションで異なるクエンチレベルを示します。主な違いは、CEモデルと動力学的モデルの間の透過および発光スペクトルの特徴に見られます。私たちのシミュレーションは、HJ大気の3D動的化学構造を考慮することが、観測データの物理的解釈に重要な影響を与えることを示しています。フィッティング機能の強度から大量の大気パラメーターを引き出すと、HJの大気中の化学的条件の解釈が不正確になる可能性があります。当社のオープンソースのmini-chemモジュールは、必要な計算リソースを大幅に増やすことなく、現代のHJGCMモデルと簡単に組み合わせることができます。
水素支配系外惑星大気の非平衡存在量に対する金属量の影響
| Title |
The_Effect_of_Metallicity_on_the_Non-Equilibrium_Abundance_of_Hydrogen_Dominated_Exoplanet_Atmosphere |
| Authors |
Vikas_Soni_and_Kinsuk_Acharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09576 |
大気の金属量は、系外惑星の大気の組成に大きく影響します。熱化学的平衡に対する金属量の影響はよく研究されていますが、不平衡存在量に対するその影響は緩やかに制限されています。この研究では、クエンチング近似を使用して、さまざまなパラメーター(温度:500-2500K、圧力:10$^{-4}$-10$^3$bar、金属量:0.1-1000$\times$太陽金属量)。ネットワーク分析ツールと熱化学平衡存在量を使用して、削減された化学ネットワークで律速段階を見つけることにより、化学タイムスケールを決定します。平衡存在量の結果は、文献と同様です。CO、H$_2$O、およびCO$_2$の存在量は、考慮されたパラメータ範囲で金属量とともに増加します。CO/CH$_4$$<$1の場合、CH$_4$存在量は金属量とともに増加し、CO/CH$_4$$>$1の場合は影響を受けません。$_4$の化学的タイムスケールは、大気の金属量に反比例します。COのクエンチ準位は高圧領域にシフトし、CH$_4$のクエンチ準位は金属量と複雑な挙動を示す。2つのテスト太陽系外惑星(GJ1214bとHD189733b)の1D光化学輸送モデルを使用して消光近似をベンチマークし、それがよく一致することを発見しました。また、消光近似が大気パラメータを制約するための強力なツールであることもわかりました。テスト系外惑星HR8799b、HD189733b、GJ436b、およびWASP-39bの金属量と輸送強度を制約することにより、これを実証しました。
惑星類似体の中赤外分光: 惑星リモートセンシングのデータベース
| Title |
Mid-infrared_spectroscopy_of_planetary_analogs:_A_database_for_planetary_remote_sensing |
| Authors |
A._Morlok,_S._Klemme,_I._Weber,_A.N._Stojic,_M._Sohn,_H._Hiesinger,_J._Helbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09987 |
ESA/JAXABepiColomboミッションに搭載されたMERTIS(水銀放射計および熱赤外線分光計)機器は、水星の表面鉱物学を特徴付けるために重要な中赤外線データを提供します。結果を解釈するために、中赤外スペクトルのデータベースを作成しています。リモートセンシングとモデリングデータの解釈のためのアナログ材料として機能する合成ガラスの研究の一環として、水星レゴリス、表面およびマントル組成のアナログ材料の中赤外データを提示します。さらに、地球、月、金星、火星の岩石の同様の類似体のデータを提供して、一貫した画像を提供します。アナログサンプルは、光学顕微鏡法、ラマン分光法、およびEMPAによって最初に特徴付けられました。粉末化されたサイズ分画(0～25ミクロン、25～63ミクロン、63～125ミクロン、および125～250ミクロン)について、2.5～18ミクロン(550～2000cm-1)の中赤外域での反射率を調査しました。FTIR分析も得られました。水星の表面およびレゴリスアナログのサイズ分率の結果は、8～8.1ミクロンのクリスチャンセンフィーチャ(CF)、9.8～9.9ミクロンのレストストラーレンバンド(RB)、および12ミクロン。6つのバルクケイ酸塩水銀類似体は、8.1から9ミクロンのさまざまなCF位置を持ち、さまざまなカンラン石のRB結晶の特徴がほとんどのサンプルで優勢です。同様に、他の惑星体のバルクケイ酸塩類似体は、7.9ミクロン(地球大陸地殻)から8.3ミクロン(月海)のCF、9.5ミクロン(地球大陸地殻)から10.6ミクロン(月)の強いRBを持つ表面類似体のガラス状の特徴を示します。マーレとハイランド）。TFは通常、ガラス質類似体に対して非常に弱いです。
TOI-3235 b: M4矮星の周りを通過中の巨大惑星
| Title |
TOI-3235_b:_a_transiting_giant_planet_around_an_M4_dwarf_star |
| Authors |
Melissa_J._Hobson_(1_and_2),_Andr\'es_Jord\'an_(3_and_2_and_4),_E._M._Bryant_(5_and_6_and_7),_R._Brahm_(3_and_2_and_4),_D._Bayliss_(5),_J._D._Hartman_(8),_G._\'A._Bakos_(8),_Th._Henning_(1),_Jose_Manuel_Almenara_(9),_Khalid_Barkaoui_(10_and_11_and_12),_Zouhair_Benkhaldoun_(13),_Xavier_Bonfils_(9),_Fran\c{c}ois_Bouchy_(14),_David_Charbonneau_(15),_Marion_Cointepas_(9_and_14),_Karen_A._Collins_(15),_Jason_D._Eastman_(15),_Mourad_Ghachoui_(10_and_13),_Micha\"el_Gillon_(10),_Robert_F._Goeke_(16),_Keith_Horne_(17),_Jonathan_M._Irwin_(18),_Emmanuel_Jehin_(19),_Jon_M._Jenkins_(20),_David_W._Latham_(15),_Dan_Moldovan_(21),_Felipe_Murgas_(9_and_22_and_23),_Francisco_J._Pozuelos_(10_and_19_and_24),_George_R._Ricker_(16),_Richard_P._Schwarz_(15),_S._Seager_(16_and_25_and_26),_Gregor_Srdoc_(27),_Stephanie_Striegel_(28),_et_al._(4_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10008 |
TOI-3235bの発見を提示します。これは、星が部分対流から完全対流に移行する臨界質量に近い星質量を持つM型矮星を周回する短周期木星です。TOI-3235bは最初にTESS測光から候補として特定され、ESPRESSOからの動径速度、およびHATSouth、MEarth-South、TRAPPIST-South、LCOGT、およびExTrAからの地上測光で確認されました。惑星の質量は$\mathrm{0.665\pm0.025\,M_J}$で、半径は$\mathrm{1.017\pm0.044\,R_J}$であることがわかります。主星の近くを周回し、軌道周期は$\mathrm{2.5926\,d}$ですが、平衡温度は$\mathrm{\approx604\,K}$であり、予想される半径のしきい値を大きく下回っています。ホットジュピターのインフレーション。主星の質量は$\mathrm{0.3939\pm0.0030\,M_\odot}$、半径は$\mathrm{0.3697\pm0.0018\,R_\odot}$、有効温度は$\mathrm{3389\,K}$、および$\mathrm{11.706\pm0.025}$のJバンドの大きさ。現在の惑星形成モデルは、TOI-3235bのようなガス巨星がそのような低質量星の周りに存在することを予測していません。TOI-3235bは、高い透過分光測定基準を備えており、大気の特徴付けにM型矮星を周回する最適な巨星の1つです。
$\epsilon$ エリダニ周辺の塵を隠す
| Title |
Hiding_Dust_Around_$\epsilon$_Eridani |
| Authors |
Schuyler_G._Wolff,_Andr\'as_G\'asp\'ar,_George_H._Rieke,_Nicholas_Ballering,_and_Marie_Ygouf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10085 |
木星のような太陽系外惑星と、小惑星とカイパーベルトの両方の類似物を含む破片円盤を持つ$\epsilon$エリダニは、若い太陽系に対する私たちの期待に非常によく似ています。8回の軌道訪問とPSFキャリブレータ$\delta$Eridaniを使用して、ディープHST/STISコロノグラフィデータセットを提示します。デブリ円盤を検出することはできませんでしたが、散乱光表面の明るさ$\sim4\,\muJy/arcsec^{2}$に厳しい制約を課しました。この散乱光の検出限界を、過去の近赤外線および中赤外線観測の再解析と完全な惑星系の力学モデルと組み合わせて、$\epsilon$エリダニの破片円盤コンポーネントのモデルを改良します。放射伝達モデリングは、3auの内側にある小惑星帯アナログ、6-37au領域の中間ディスクコンポーネント、およびミリメートル(69au)で観測された狭いベルトと同じ位置にあるカイパーベルトアナログを示唆しています。モデリングはまた、非常に多孔性の粒子または小さな粒子生成の抑制のいずれかを必要とする大きな最小粒子サイズ、および放射状に層状化された粒子サイズ分布を示唆しています。内側のディスク領域では、より小さな粒子に向かって重み付けされた急なべき乗法則の勾配($s^{-3.8}$$s^{-3.8}$)が必要であり、外側のディスクではより浅い勾配($s^{-3.4}$)が優先されます。$>2\,\mum$の最小粒子サイズ。これらの結論は、ダストベルトの半径方向の位置を特定し、ダスト粒子の特性をさらに診断するジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を使用したシステムの今後のコロノグラフィー観測によって強化されます。
超微粒子でできた表面の反射、発光、偏光特性、および原始小体の性質への影響
| Title |
Reflection,_emission,_and_polarization_properties_of_surfaces_made_of_hyperfine_grains,_and_implications_for_the_nature_of_primitive_small_bodies |
| Authors |
Robin_Sultana,_Olivier_Poch,_Pierre_Beck,_Bernard_Schmitt,_Eric_Quirico,_Stefano_Spadaccia,_Lucas_Patty,_Antoine_Pommerol,_Alessandro_Maturilli,_J\"orn_Helbert,_Giulia_Alemanno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10111 |
最も原始的な小さな天体(P、D型の小惑星、彗星)は、不透明な鉱物と他の成分(ケイ酸塩、炭素質化合物など)の密接な混合物でできたサブマイクロメートルサイズの形の表面を持っているというさまざまな兆候があります。観察される波長よりも小さい粒子、いわゆる超微細粒子。ここでは、超微細粒子で作られた表面のVis-NIR-MIRスペクトルおよびVバンド偏光特性が、光学指数が大きく異なるこのような超微細材料の相対存在量によってどのように影響されるかを調査します。カンラン石と硫化鉄（または無煙炭）の粒子の混合物は、小さな天体に存在するケイ酸塩と不透明な鉱物の類似物として、さまざまな比率で調製されました。測定により、これらの超微粒子の混合物は、強い非線形の方法で変化するスペクトルおよび偏光Vis-NIR特性を持っていることが明らかになりました。数パーセントでも存在する場合、不透明な成分がVis-NIRスペクトルおよび偏光特性を支配し、これらの波長でケイ酸塩バンドをマスクします。Vis-NIRスペクトル勾配は、純粋な不透明材料の赤(正の勾配)からケイ酸塩の割合が増加するにつれて青(負の勾配)まで変化します。これは、P、D、X、Cで観察されるスペクトル勾配の範囲を連想させます。-およびB型小惑星。Vis-NIRで最も暗い混合物のスペクトルは、MIRで10m付近にカンラン石のSi-Oの吸収バンドを示し、これはいくつかの小さな天体の発光で観察されます。この研究は、コンポーネントの対照的な光学指数と、それらの超微粒子の分散または凝集(それらの相対的な比率に応じて)の両方が、原始的な小さな物体で観察されるように、Vis-NIRとMIRで異なる光散乱領域を誘発することを示しています。超微粒子の光学的分離は、これらのオブジェクトの光学特性を制御する主要なパラメーターのようです。
$\texttt{ESCARGOT}$: 実際の天の川とシミュレートされた天の川全体の垂直位相スパイラル特性のマッピング
| Title |
$\texttt{ESCARGOT}$:_Mapping_Vertical_Phase_Spiral_Characteristics_Throughout_the_Real_and_Simulated_Milky_Way |
| Authors |
Elise_Darragh-Ford,_Jason_A._S._Hunt,_Adrian_M._Price-Whelan,_Kathryn_V._Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09086 |
太陽近傍の垂直運動学的構造における螺旋パターンの最近の発見は、天の川の非平衡ダイナミクスを局所的な星の運動学から研究する絶好の機会を提供します。さらに、シミュレーションの結果は、限られた体積であっても、星の軌道履歴の違いにより、ディスクの広い領域全体で初期摂動の変動を追跡できることを示しています。シミュレートされたデータセットと観測されたデータセットの両方でこれらの変動を研究するための新しいアルゴリズムである$\texttt{ESCARGOT}$を提示します。$\texttt{ESCARGOT}$は、摂動からの時間と摂動モードを含む、与えられたフェーズスパイラルの構造から重要な量を自動的に抽出します。シミュレートされたデータで$\texttt{ESCARGOT}$をテストし、摂動が発生してからの時間に関する情報と、摂動時のディスク内の星の位置による位相らせん形態の微妙な違いに関する情報を正確に復元できることを示します.$\texttt{ESCARGOT}$を、ガイド半径のビンの${\itGaia}$ミッションのデータリリース3からの運動学的データに適用します。我々は、恒星の軌道履歴の関数として、${\itGaia}$フェーズスパイラルで同様の形態の構造上の違いが生じることを示しています。これらの結果は、位相スパイラルが、位相空間の異なる領域間の大規模な結合を伴うディスク内の複雑な動的応答の産物であることを示しています。
z~1 の銀河暈からの金属線放出
| Title |
Metal_line_emission_from_galaxy_haloes_at_z~1 |
| Authors |
Rajeshwari_Dutta,_Matteo_Fossati,_Michele_Fumagalli,_Mitchell_Revalski,_Emma_K._Lofthouse,_Dylan_Nelson,_Giulia_Papini,_Marc_Rafelski,_Sebastiano_Cantalupo,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Pratika_Dayal,_Alessia_Longobardi,_Celine_P\'eroux,_Laura_J._Prichard,_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09087 |
MgIIおよび[OII]輝線を使用してトレースされた、金属が豊富なハローガスの研究を、MultiUnitSpectroscopicExplorer(MUSE)光学積分フィールドユニット観測、すなわちMUSEAnalysisofGasを使用して実施された2つの大規模なブラインドギャラクシー調査で提示します。銀河(MAGG)とMUSEUltraDeepField(MUDF)の周り。赤方偏移z=0.7-1.5(中央値z~1)で恒星質量M*~10^{6-12}Msun(中央値M*~2x10^9Msun)を持つ~600個の銀河のサンプルを積み重ねることにより、銀河ハローの一般集団からの平均的な金属線放出が初めて。MgII線と[OII]線の放射は、銀河の周りの恒星連続体の放射よりも遠くまで伸びており、表面の明るさ(SB)レベルが10^{-20}erg/の場合、平均してそれぞれ約25kpcと約45kpcに達します。s/cm2/arcsec2.MgIISBの半径方向プロファイルは、[OII]のプロファイルよりも浅く、共鳴MgII放出がダストと放射伝達効果の影響を受けることを示唆しています。[OII]対MgIISB比は~20-40kpcで~3であり、内部ハローにおける拡張金属放出の重要なinsitu起源も示しています。平均プロファイルは、0.7<=z<=1.0よりも1.0<z<=1.5で、本質的に約2～3倍明るく、半径方向に約1.3倍拡張されます。金属放出の平均的な範囲も、星の質量の増加や過密なグループ環境では独立して増加します。個々の検出を考慮すると、群銀河の約30～40パーセントの周囲で最大50kpcまで拡張された[OII]放射と、群内の2つのz~1クエーサーの周囲で最大30～40kpcまで拡張されたMgII放射が見つかります。流出または環境プロセス。
ファイバー スペクトルの複雑な性質: デュアル タイプ 1 AGN になりすましたスター クエーサー ペア
| Title |
The_Messy_Nature_of_Fiber_Spectra:_Star-Quasar_Pairs_Masquerading_as_Dual_Type_1_AGNs |
| Authors |
Ryan_W._Pfeifle,_Barry_Rothberg,_Kimberly_A._Weaver,_Remington_O._Sexton,_Jenna_M._Cann,_Nathan_J._Secrest,_Michael_A._Reefe,_Thomas_Bohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09095 |
理論的研究では、超大質量ブラックホールの最も顕著な成長は後期段階の合体で発生し、これは二重活動銀河核(AGN)の出現と一致し、デュアルAGNの成長には大規模な合体と小規模な合体の両方が重要であると予測されています。実際、マイナー合併におけるデュアルAGNは、多かれ少なかれ大規模な前駆細胞の効率的なマイナー合併によるSMBHの成長への道しるべとなるはずです。我々は、$\sim$1:7と$\sim$1:30の質量比を持つ明らかな小さな合併に存在する2つのデュアルAGNの候補を特定しました。SDSSファイバースペクトルは、各合体の一次核で幅広く狭い輝線を示しますが、二次核では狭い[OIII]輝線と広くて顕著なH$\alpha$/[NII]複合体のみが観察されます。一次核と二次核の幅広いH$\alpha$線のFWHMは、各合併で一貫性がなく、各合併の各核がタイプ1AGNをホストすることを示唆しています。しかし、空間分解されたLBT光学分光法は、静止系の星の吸収の特徴を明らかにし、二次的な光源が前景の星であり、以前に検出された広い線は、SDSS観測時の大気のシーイングによって引き起こされたファイバースピルオーバー効果の結果である可能性が高いことを示しています。.この研究は、タイプ1/タイプ1ペアの光学分光検索が、Seyfert2デュアルAGN候補で以前に観察されたように、同様にファイバースピルオーバー効果を被ることを初めて示しています。より限られた波長範囲または限られた感度の機器が使用されていた場合、前景の星の存在は明確ではなかった可能性があります。
スターバースト駆動スーパーウィンドの流体力学シミュレーションと時間依存光イオン化モデリング
| Title |
Hydrodynamic_Simulations_and_Time-dependent_Photoionization_Modeling_of_Starburst-driven_Superwinds |
| Authors |
A._Danehkar,_M._S._Oey,_W._J._Gray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09165 |
スターバースト銀河のOB星団によって蓄積された熱エネルギーは、銀河のスーパーウィンドの形成につながります。スターバースト駆動のスーパーウィンドの多波長観測は、単純な断熱仮定では十分に説明できない複雑な熱構造とイオン化構造を指摘しました。この研究では、放射冷却機能に結合された流体モデルの流体力学的シミュレーションを実行し、時間依存の非平衡光イオン化モデルを生成して、プログラムFLASH上に構築されたMAIHEM原子および冷却パッケージを使用してスーパーウィンドの物理的条件とイオン化構造を予測します。シミュレーションによって生成された時間依存のイオン化状態と物理的条件を使用して、さまざまなパラメーターのスーパーウィンドの輝線を計算します。これにより、放射冷却の可能性があるスターバースト領域の非平衡イオン化の影響を調査できます。
星間雲集合のトレーサーとしての電離炭素
| Title |
Ionized_carbon_as_a_tracer_of_the_assembly_of_interstellar_clouds |
| Authors |
Nicola_Schneider_(1),_Lars_Bonne_(2),_Sylvain_Bontemps_(3),_Slawa_Kabanovic_(1),_Robert_Simon_(1),_Volker_Ossenkopf-Okada_(1),_Christof_Buchbender_(1),_Juergen_Stutzki_(1),_Marc_Mertens_(1),_Oliver_Ricken_(4),_Timea_Csengeri_(3),_Alexander_G.G.M._Tielens_(5,6)_((1)_I._Physikalisches_Institut,_University_of_Cologne,_Cologne,_Germany_(2)_SOFIA_Science_Center,_NASA_Ames_Research_Center,_CA,_USA_(3)_LAB,_University_of_Bordeaux,_France_(4)_MPIfR,_Bonn,_Germany_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_College_Park,_USA_(6)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09266 |
分子水素雲は、星の誕生場所であるため、星間物質の重要な構成要素です。それらは、星間空間に広がる原子ガスに埋め込まれています。しかし、分子雲が原子ガスからどのように集合し、原子ガスと相互作用するかについての詳細は、まだほとんどわかっていません。SOFIA(赤外線天文学のための成層圏天文台)のFEEDBACKプログラム内のシグナス領域の電離炭素CIIの158~$\mu$mラインの新しい観測の結果として、CIIが雲アンサンブル間の動的な相互作用を明らかにするという説得力のある証拠を提示します。.このプロセスは、完全な分子雲の正面衝突でも、原子雲のみの穏やかな合体でもありません。さらに、DR21とW75Nの星形成領域に関連する高密度の分子雲と、高速の雲が原子ガスに埋め込まれており、すべての成分が広い範囲の速度(20km/s)にわたって相互作用することを示しています。原子ガスの密度は100cm$^{-3}$で、温度は100Kです。CII158$\mu$m線は、雲の相互作用に関与するプロセスを観察するための優れたトレーサーであると結論付け、さらに予測します。他の地域でのこの現象の検出
超大質量ブラック ホールへの超エディントン降着のテスト: PG 1119+120 の残響マッピング
| Title |
Testing_Super-Eddington_Accretion_onto_a_Supermassive_Black_Hole:_Reverberation_Mapping_of_PG_1119+120 |
| Authors |
Fergus_R._Donnan,_Juan_V._Hern\'andez_Santisteban,_Keith_Horne,_Chen_Hu,_Pu_Du,_Yan-Rong_Li,_Ming_Xiao,_Luis_C._Ho,_Jes\'us_Aceituno,_Jian-Min_Wang,_Wei-Jian_Guo,_Sen_Yang,_Bo-Wei_Jiang,_Zhu-Heng_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09370 |
ブラックホールの質量を測定し、ローカル($z=0.0502$)クエーサーPG1119+120の周りの降着の流れを調べます。CalarAltoによる分光モニタリングは、H$\beta$ラグと線幅を提供し、そこからブラックホールの質量を$\log\left(M_{\bullet}/\mathrm{M}_{\odot}\right)=7.0と推定します。$、$\sim0.4$dexによる不確実性。ラスクンブレス天文台での2年間にわたるハイケイデンス測光モニタリングにより、集中的な連続残響マッピングに適した7つの光学バンドの光度曲線が得られます。2つの時間スケールで変動性を識別します。100日のタイムスケールでの変動が遅いと、$u'$バンドで過剰なフラックスと遅延の増加が見られるため、ブロードライン領域からの境界のない連続体放出が拡散することに起因します。降着円盤の再処理に起因すると考えられるより速い変動には、$u'$バンドの過剰がなく、$\tau\propto\lambda^{4/3}$の温度構造で予想されるように、フラックスと遅延スペクトルが一致します。薄い降着円盤の場合はT(R)\proptoR^{-3/4}$、薄い降着円盤の場合は$\tau\propto\lambda^{2}$と予想されます。フラックスを変数(ディスク)コンポーネントと定数(ホスト銀河)コンポーネントに分解すると、ディスクSEDが$f_{\nu}\sim\rm{const}$で予想よりも平坦であることがわかります。SEDをモデル化すると、$\lambda_{\rmEdd}>1$のエディントン比が予測されます。この場合、フラットなスペクトルは、塵の消滅がほとんどないスリムなディスクまたはより多くの塵の消滅を必要とする薄いディスクによって再現できます。この降着は超エディントンですが、形状はまだ不明ですが、これらの降着率では放射圧が高いため、スリムな円盤が予想され、観測と完全に一致しています。
ユークリッドの準備。 XXXI。広域調査と深部調査の分光シミュレーションによる NISP Red-Grism の性能評価
| Title |
Euclid_preparation._XXXI._Performance_assessment_of_the_NISP_Red-Grism_through_spectroscopic_simulations_for_the_Wide_and_Deep_surveys |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_L._Gabarra_(1_and_2),_C._Mancini_(3),_L._Rodriguez_Munoz_(1),_G._Rodighiero_(1_and_4),_C._Sirignano_(1_and_2),_M._Scodeggio_(3),_M._Talia_(5_and_6),_S._Dusini_(2),_W._Gillard_(7),_B._R._Granett_(8),_E._Maiorano_(6),_M._Moresco_(5_and_6),_L._Paganin_(9_and_10),_E._Palazzi_(6),_L._Pozzetti_(6),_A._Renzi_(1_and_2),_E._Rossetti_(11),_D._Vergani_(6),_V._Allevato_(12),_L._Bisigello_(1_and_4),_G._Castignani_(5_and_6),_B._De_Caro_(2_and_1),_M._Fumana_(3),_K._Ganga_(13),_B._Garilli_(3),_M._Hirschmann_(14_and_15),_F._La_Franca_(16),_C._Laigle_(17),_F._Passalacqua_(1_and_2),_M._Schirmer_(18),_L._Stanco_(2),_A._Troja_(1_and_2),_L._Y._A._Yung_(19),_G._Zamorani_(6),_J._Zoubian_(7),_N._Aghanim_(20),_A._Amara_(21),_N._Auricchio_(6),_M._Baldi_(5_and_6_and_22),_R._Bender_(23_and_24),_C._Bodendorf_(23),_et_al._(193_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09372 |
この作業は、銀河進化研究の文脈における連続体と輝線検出の観点から、ユークリッド近赤外分光光度計(NISP)の分光機能を調査することを目的としたシミュレーションキャンペーンのパイロットランに焦点を当てています。この目的のために、NISPピクセルレベルシミュレータを使用して、0.3<=z<=2で4992個の星形成銀河のスペクトルを構築、エミュレート、および分析しました。我々は、スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティング結果に関する付加価値情報を含む公開の多波長銀河カタログと、BruzualとCharlot(2003)の恒星集団テンプレートから始めて、スペクトルライブラリを構築しました。経験的および理論的な関係を使用して、静止フレームの光学および近赤外星雲輝線が含まれていました。我々は、EuclidWideサーベイの等級H=19.5+/-0.2ABmagで中央円盤半光半径が0.4秒角の星形成銀河のHバンドで測定された連続体の3.5シグマNISPレッドグリズム分光検出限界を推測しました。EuclidDeepSurveyでは、H=20.8+/-0.6ABmagで。ワイドサーベイとディープサーベイのレッドグリズム輝線検出限界要件と非常によく一致することがわかりました。レッドグリズムの検出能力に対する銀河の形状の影響を特徴付け、ディスクサイズが大きくなるにつれて抽出されたスペクトルの品質が低下することを強調しました。特に、抽出された輝線の信号対雑音比(SNR)が約1/2低下することがわかりました。ディスクサイズが0.25～1秒角の場合は45%。これらの傾向は、輝線のSNRと銀河の星の質量との相関関係につながり、スタッキング解析でその効果を実証します。これにより、微弱すぎて検出できない輝線を明らかにすることができます。
クラスターハローにおける多相凝縮：冷却、浮力、混合の相互作用
| Title |
Multiphase_condensation_in_cluster_halos:_interplay_of_cooling,_buoyancy_and_mixing |
| Authors |
Rajsekhar_Mohapatra,_Prateek_Sharma,_Christoph_Federrath,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09380 |
クールコアクラスターやその他の大規模なハローの中心領域にあるガスは、短い冷却時間($\lesssim1~\mathrm{Gyr}$)を持っています。理論モデルは、このガスが多相凝縮の影響を受けやすいと予測しています。この場合、熱不安定性の成長時間スケール($t_{\mathrm{ti}}$)と自由エネルギーの比率が-落下時間($t_{\mathrm{ff}}$)は$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{ff}}\lesssim10$です。乱流混合時間$t_{\mathrm{mix}}$も重要な時間スケールです:$t_{\mathrm{mix}}$が十分に短い場合、変動は冷却される前に混合されます。この研究では、ガスの放射冷却を含む、成層媒体内の乱流の高解像度($512^2\times768$--$1024^2\times1536$解像度要素)の流体力学的シミュレーションを実行します。銀河とクラスターに関連する$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{ff}}$と$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{mix}}$のパラメーター空間を調べますハロー。また、エントロピープロファイルの急峻さ、乱流強制力の強さ、および乱流強制力の性質(自然混合モードと圧縮モード)が多相ガス凝縮に及ぼす影響も調べます。$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{ff}}$または$t_{\mathrm{ti}}/t_{\mathrm{mix}}$のより大きな値は、一般に多相に対する安定性を意味することがわかります一方、密度の変動が大きいと（圧縮性乱流などによる）、多相ガス凝縮が促進されます。新しい基準$\min(t_{\mathrm{ti}}/\min(t_{\mathrm{mix}},t_\mathrm{ff}))\lesssimc_2\times\exp(c_1\sigma_s)を提案しますハローが多相になるときの$。ここで、$\sigma_s$は対数密度変動の振幅を表し、$c_1\simeq6$、$c_2\simeq1.8$は結果への経験的適合からのものです。
低質量原始星における H$_2$S/OCS 比の ALMA ACA 研究
| Title |
ALMA_ACA_study_of_the_H$_2$S/OCS_ratio_in_low-mass_protostars |
| Authors |
Tanya_Kushwahaa,_Maria_N._Drozdovskaya,_{\L}ukasz_Tychoniec,_Beno\^it_Tabone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09452 |
拡散した星間物質から低温で高密度の星形成コア、そして最終的には原始星に至る途中の主な硫黄貯留層の特定は、長年にわたる問題です。硫黄の天文学的関連性にもかかわらず、原始星の周りの密集したコアと領域におけるS含有分子の豊富さは、まだ十分に制限されていません。この調査の目的は、いくつかの低質量原始星の気相H$_2$S/OCS比を導出することであり、太陽のような星の誕生雲の物理的および化学的条件に関する重要な情報を提供する可能性があります。ALMAACAバンド6観測を使用して、H$_2$S、OCS、およびそれらのアイソトポログが、年齢、質量、環境条件などの異なるソースプロパティを持つ10個のクラス0/I原始星で検索されます。LTEモデルを使用して、合成スペクトルを検出された線に適合させ、光学的に細い線のみに基づいて列密度を導き出します。H$_2$SおよびOCS列密度は、サンプル全体で4桁に及びます。H$_2$S/OCS比は、0.2から9.7を超える範囲にあることがわかります。IRAS16293-2422AとSer-SMM3の比率が最も低く、BHR71-IRS1の比率が最も高くなっています。BHR71-IRS1のH$_2$S/OCS比率のみが、彗星67P/C$-$Gの比率との不確実性の範囲内で攻撃します。決定された気相H$_2$S/OCS比は、固体比の上限を1桁も下回る可能性があります。H$_2$S/OCS比は、原始星形成前に受けた紫外線照射や加熱など、誕生した雲の環境に大きく依存します。BHR71-IRS1の高度に隔離された誕生環境は、光反応の速度が低く、そのような暗くて寒い条件下でより効率的な水素化反応が起こるため、気体のH$_2$S/OCS比が高い理由であると仮定されています。BHR71-IRS1のSを含む分子のガス状インベントリは、星間氷のインベントリに最も似ているようです。
大質量星形成領域の化学時計の可能性: N(HC3N)/N(N2H+)?
| Title |
A_Possible_Chemical_Clock_in_High-mass_Star-forming_Regions:_N(HC3N)/N(N2H+)? |
| Authors |
Y._X._Wang,_J._S._Zhang,_H._Z._Yu,_Y._Wang,_Y._T._Yan,_J._L._Chen,_J._Y._Zhao,_and_Y._P._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09577 |
61個の超小型（UC）HII領域の大きなサンプルに対して、複数のHC3N（J=10-9、12-11、および16-15）ラインとN2H+（J=1-0）ラインの観測を実施しました。InstitutdeRadioastronomieMillmetrique30mとArizonaRadioObservatory12m望遠鏡。N2H+J=1-0ラインは60のソースで検出され、HC3Nは59のソースで検出され、そのうち3つのラインで40のソース、2つのラインで9つのソース、および1つのラインで10のソースが検出されます。回転ダイアグラムを使用して、HC3Nの回転温度とカラム密度は、少なくとも2つのHC3Nラインを持つソースに向かって推定されました。HC3Nラインが1つしかない10のソースについて、Trotの平均値を1つ取り、それらのパラメーターを推定しました。N2H+については、その超微細構造線の線強度比に基づいて、N2H+J=1-0線の光学的深さを推定しました。次に励起温度とカラム密度を計算した。UCHII領域での我々の結果と、大質量無星コアおよび大質量原始星コアに関する以前の観測結果を組み合わせると、N(HC3N)/N(N2H+)比は領域段階から明らかに増加します。これは、大質量星形成領域(HMSFR)の進化に伴って存在比が変化することを意味します。さらに、この比率と他の進化的指標(ダスト温度、放射光度、光度対質量比)との間に正の相関が見られます。したがって、HMSFRの信頼できる化学時計として、N(HC3N)/N(N2H+)の比率を提案します。
古い銀河の恒星集団の化学的濃縮の年表
| Title |
Chronology_of_the_chemical_enrichment_of_the_old_Galactic_stellar_populations |
| Authors |
Riano_E._Giribaldi,_Rodolfo_Smiljanic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09640 |
天の川銀河は、その歴史の中でいくつかの小さな衛星銀河を降着させました。これらの合体は銀河系に星とガスを追加し、既存の星の集団の特性に影響を与えました。このような合体の前、合体中、合体後に発生する出来事の年代順を確立するには、恒星の化学物質の存在量と年齢が必要です。タイタンの正確な年齢($\sim$6.5%)と化学的存在量を報告します。これは、正確な大気パラメータを持つ古い金属の少ない矮星と亜巨星のサンプルです。また、GALAHサーベイから選択した矮星のサンプルについて、平均精度10%で年齢を取得します。太陽から$\sim$1キロパーセク以内に位置するこれらの星を使用して、その場で降着した金属の少ない星の集団の化学進化の年代を分析しました。等時線フィッティングによって年齢を決定しました。タイタンについては、スペクトル合成を使用して、Mg、Si、Ca、Ti、Ni、Ba、およびEuの存在量を決定しました。GALAH星の[Mg/Fe]存在量は、タイタンの存在量と一致するように再スケーリングされました。主に化学物質の存在量と軌道を使用して星の集団を分離しました。天の川銀河と合体する最後の主要なシステムである、いわゆるガイア・エンケラドス銀河またはガイア・ソーセージ銀河での星形成は、少なくとも30億年続き、2億年前に9.6$\pm$切り捨てられたことがわかりました。これは、非常に高い精度で、そのマージプロセスの最終段階を示しています。また、おそらく初期の天の川銀河のいくつかの合体によって乱された、実質的に正味の回転がゼロである、加熱された金属の少ないその場集団の星を特定しました。この人口は、いつでもガイアエンケラドスよりも金属が豊富であることを示しています。私たちの分析で明らかになった一連の出来事は、理論的予測と一致して、ガイア-エンケラドスが高$\alpha$ディスクの形成を切り捨て、低$\alpha$ディスクを形成するガスの降下を引き起こしたという仮説を支持しています。
活動銀河におけるラインロック吸収系の微調整と物理的起源について
吸収線システムのラインロック(LL)は、天体物理の流れを駆動する際の放射圧の力の動的な重要性の明確な特徴であり、最近の発見では、複数の固有の狭い吸収線(NAL)システムを示すクエーサーでは一般的である可能性があることが示唆されています。この作業では、LLを助長する位相空間を調べ、CIV$\lambda\lambda1548.19,1550.77$ダブレットの速度分離でロックする可能性のあるシステムの詳細な運動学に従います。少量のフェーズ-フェーズでLLが認められることがわかりました。これは、ロックされたシステムの物理的特性間の高度な微調整を示唆しています。クエーサーの光度の変動に対するLLの安定性は、クエーサーの長期変動振幅と複数のNALシステム間の速度分離統計に関連して定量化されます。CIVダブレットによるLLの発生率が高いことは、クエーサーからの隠れた極紫外線放射が現在のモデルによって大幅に過小評価される可能性が低いことを意味します。さらに、流出速度に対するＬＬ速度の比率は、加速媒体の組成に対する強力な制約として役立つ可能性がある。LLは、非介在NALシステムの形成に関する現在の理論に重大な課題をもたらすと結論付け、クエーサーホストバルジ内の漸近巨大分枝(AGB)星の周りの星周シェルの拡大の兆候である可能性があると推測します。
| Title |
Study_of_the_Open_Clusters_in_Kepler_Prime_Field |
| Authors |
Y\"uksel_Karata\c{s},_Hikmet_\c{C}akmak,_\.Inci_Akkaya_Oralhan,_Charles_Bonatto,_Ra\'ul_Michel_and_Martin_Netopil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09851 |
NGC6791、NGC6811、NGC6819、NGC6866、ケプラー素数フィールドにある4つの散開星団の詳細な研究を紹介します。GaiaEDR3測光/天文データと組み合わせた新しいCCDUBV(RI)KC測光を使用して、2つの独立した方法で天体物理パラメータを導き出します。そのうちの1つはfitCMDアルゴリズムです。さらに、特に質量と質量関数、クラスター構造の推定値を提供し、クラスター軌道を導出し、クラスターのダイナミクスについて説明します。すべての天体は古い散開星団集団(1-7Gyr)に属し、質量分離の徴候を伴う高度な動的段階にあり、太陽円の近くに位置していますが、半径、構成星、または観測された星に関して広い範囲を示しています。クラスター質量(100-2000Msolar)。3つの若い天体については、光度測定による金属量の推定値を提供することもできました。これにより、おおよそ太陽の金属量を持つクラスターとしての状態が確認されました。最も際立った天体は明らかにNGC6791で、太陽から約4.5kpcの距離にある高い金属量を持つ非常に古い星団です。約7kpcの放射状移動の可能性を推定すると、誕生位置は銀河中心に近くなります。
銀河と質量集合 (GAMA): 低赤方偏移のクエーサーと活動していない銀河には類似した近隣銀河がある
| Title |
Galaxy_and_Mass_Assembly_(GAMA):_Low-redshift_Quasars_and_Inactive_Galaxies_Have_Similar_Neighbors |
| Authors |
Maria_B._Stone_(1_and_2),_Clare_F._Wethers_(3),_Roberto_de_Propris_(2_and_4),_Jari_K._Kotilainen_(2_and_1),_Nischal_Acharya_(5),_Benne_W._Holwerda_(6),_Jonathan_Loveday_(7),_Steven_Phillips_(8)_((1)_University_of_Turku,_(2)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO,_(3)_Chalmers_University_of_Technology,_(4)_Botswana_International_University_of_Science_and_Technology,_(5)_Donostia_International_Physics_Center,_(6)_University_of_Louisville,_(7)_University_of_Sussex,_(8)_University_of_Bristol) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09993 |
0.1<z<0.35でタイプIクエーサーの近傍($\sim$2Mpc半径球内)にある銀河の特性を調査し、活動中の銀河がその近隣の特性に影響を与えているかどうか、またどのように影響しているかを確認します。さらに、これらを銀河と質量集合体(GAMA)分光調査を使用して、同じ空間体積内の同じ質量と赤方偏移の非活動銀河の周囲の特性と比較します。私たちの観測では、隣接するクエーサーの数、形態、星の質量、星形成率、星形成の歴史などの特性に、クエーサーの隣接するものと比較サンプルのものとの間に有意差がないことが明らかになりました。これは、ホスト銀河のクエーサー活動がその近隣銀河に大きな影響を与えないことを意味します(たとえば、ジェットとの相互作用を介して)。私たちの結果は、指定された質量と赤方偏移の範囲内では、クエーサーホスト銀河が平均的な銀河と大きく異ならないことを示唆しています。さらに、クエーサーへの、およびクエーサーからの環境影響の比較的重要でないことの意味は、核活動が内部および永年プロセスによって引き起こされる可能性が高いということです。
ELT/HARMONI 高空間分解能積分場恒星運動学を使用した超大質量銀河のサンプルの超大質量ブラック ホール質量測定のシミュレーション
| Title |
Simulating_supermassive_black_hole_mass_measurements_for_a_sample_of_ultra_massive_galaxies_using_ELT/HARMONI_high_spatial_resolution_integral-field_stellar_kinematics |
| Authors |
Dieu_D._Nguyen,_Michele_Cappellari,_and_Miguel_Pereira-Santaella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10012 |
宇宙の歴史における星形成エピソードの最も初期の遺物として、最も大規模な銀河は、星の人口、宇宙構造、およびSMBHの進化を理解するための鍵です。しかし、彼らの形成の歴史の詳細は不明のままです。超大質量銀河($z\le0.3$,$|\delta+24^{\circ}|<45$\deg,$|b|>8$\deg)の大規模な調査サンプルを計画することにより、これらの問題に対処します。、76\%E、17\%S0、および7\%Sを含み、$M_K\le-27$magよりも明るい(星の質量$2\times10^{12}<M_\star<5\times10^{12}$M$_\odot$)をELT上のHARMONI機器で使用します。このように、最も大規模な銀河の調査を説明し、選択した銀河の異なる人口統計と環境特性について議論し、推定された恒星を組み合わせることにより、HARMONI$I_z$、$I_z+J$、および$H+K$バンドIFS観測をシミュレートします。-Pan-STARRS観測の画像からの質量モデル、仮定された恒星集団の合成スペクトル、および異なるブラックホールのスケーリング関係に基づいて推定された特定の質量を持つSMBH。HARMONIは、GeminiやVLTのような補償光学を利用した現在の8mクラスの地上望遠鏡の限界を超えたターゲットに対しても、比較的短い露出時間で優れた最先端のIFSデータキューブを生成できることがわかりました。それぞれ($I_z$,$I_z+J$)バンドと$H+K$バンドの星吸収CaTといくつかの星の特徴を使用して、シミュレートされたIFUデータから星の運動学を抽出します。次に、それらを使用して、MCMCシミュレーションを使用してSMBH質量とそのエラーを再構築しました。シミュレートされた星の運動学は、$\DeltaV_{\rmrms}\lesssim1.5$\%の中央ランダムノイズで達成されました。したがって、シミュレーションとモデリングは、HARMONI専用の機器モデルとパイプラインを評価するためのベンチマークとして使用でき、将来の作業でELTの前例のない機能を活用するための有望なツールと思われます。
Gaia BP / RPスペクトルの教師なし分類を使用した、天の川のバーバルジにおけるCに富む長周期変光星の探索
| Title |
Hunting_for_C-rich_long-period_variable_stars_in_the_Milky_Way's_bar-bulge_using_unsupervised_classification_of_Gaia_BP/RP_spectra |
| Authors |
Jason_L._Sanders_and_Noriyuki_Matsunaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10022 |
酸素と炭素が豊富なAGBソースの分離は、局所的および宇宙論的な距離と年齢/金属量の指標として正確に使用するために重要です。GaiaDR3のBP/RPスペクトルから長周期変数の化学を分類するための教師なし学習アルゴリズムの使用を調査します。かなりの星間塵が存在する場合でも、スペクトルはOに富むソースとCに富むソースに起因する2つのグループに分かれます。これらの分類を考慮して、監視付きアプローチを利用して、BP/RPスペクトルを使用せずにOリッチソースとCリッチソースを分離しますが、代わりに広帯域光学および赤外測光法を使用して、Cリッチ分類の純度を約$95$パーセントで見つけます。私たちは、測光に基づく色分解である、他の提唱されている色と比較して分類をテストし、検証します。さらに、S型星または強い輝線を持つ可能性のある共生源を見つけるためのBP/RPスペクトルの可能性を示します。私たちの分類では、銀河のバーバルジにはCに富む長周期変光星がほとんど存在しないことが示唆されていますが、周期$>250\,\mathrm{day}$の空間的にバーバルジメンバーシップと運動学的に一致します。観測された数、空間的配置、運動学、および周期分布の組み合わせは、その場または降着ホストでの若い金属不足の星形成シナリオを不利にすると主張し、代わりに、これらの星は連星の結果である可能性が非常に高いバーバルジですでに観察されている青いはぐれ星の進化と進化したバージョン。
星形成銀河部分領域のダスト エディントン比
ダストの放射圧は、星団周辺の重要なフィードバックプロセスであり、星形成銀河の明るい部分領域からガスを放出する可能性があります。エディントン比は、銀河平均観測、個々の星団、および銀河HII領域に対して以前に構築されました。ここでは、2つの局所的な星形成銀河NGC6946とNGC5194にわたる数千のサブ領域における放射圧の役割を評価します。フラックス平均と放射圧平均の不透明度、および人口平均の光学深度$\langle\tau_{\rmRP}\rangle$。モンテカルロ計算を使用して、ほこりの多い柱を介して星の連続体に結合する運動量を評価します。若い恒星集団の周りの光学的に薄い領域は、スーパーエディントンの30～50ドル倍です。若い星と古い星の局所質量、HIと分子ガスを含むサブ領域のエディントン比を計算します。我々は、現在超エディントンである全星形成の割合を計算し、ダストガスダイナミクスにおける放射圧の役割の評価を提供します。ダストガスの仮定された高さと恒星集団の年齢に応じて、視線の$\sim0-10$%がスーパーエディントンであることがわかります。これらの領域は、放射圧だけで$\sim5-15$km/sまで加速される可能性があります。さらに、我々の結果は、ビーム放射の場合、関数$1-\exp(-\langle\tau_{\rmRP}\rangle)$が運動量伝達の優れた近似であることを示しています。不透明度と光学的深さは、異なる星の年齢のSEDと継続的な星形成について表にまとめられています。
ビッグバンから 4 億 4000 万年後の窒素増強: スーパーソーラー N/O、潮汐破壊イベント、または GN-z11 の高密度星団?
| Title |
Nitrogen_enhancements_440_Myr_after_the_Big_Bang:_super-solar_N/O,_a_tidal_disruption_event_or_a_dense_stellar_cluster_in_GN-z11? |
| Authors |
Alex_J._Cameron,_Harley_Katz,_Martin_P._Rey_and_Aayush_Saxena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10142 |
JWST/NIRSpecによるGN-z11の最近の観測では、$z=10.6$に多数の酸素、炭素、窒素、およびヘリウムの輝線が見られました。測定されたラインフラックスを使用して、この超光度銀河の星間媒質(ISM)内の個々の元素の存在比を導き出します。異常に明るいNIII]$\lambda$1750およびNIV]$\lambda$1486輝線(および比較すると、かすかなOIII]$\lambda\lambda$1660,1666輝線)によって駆動されるため、基準モデルはlog(N/O)>を優先します-0.25で、太陽の4倍以上であり、赤方偏移が小さい星形成銀河とはまったく対照的です。導出されたlog(C/O)>-0.78、($\approx$30%solar)も同様の金属量(12+log(O/H)$\approx7.82$)の銀河に関して上昇していますが、低赤方偏移測定のオッズ。通常、恒星風で窒素が豊富になると予想される長い時間スケールを考えると、従来のシナリオでは、このような上昇したN/Oを再現するために非常に微調整された形成履歴が必要です。GN-z11における窒素の増加が、金属を含まない集団III星からの濃縮によって説明できるという説得力のある証拠は見つかりません。興味深いことに、密集した星団内での星の暴走衝突または潮汐破壊イベントからの生成物は、$z=10.6$でこれらの異常な輝線を生じさせる有望な解決策を提供し、GN-z11と窒素の大きなクエーサーとの間の類似性を説明します。これらの最近の観測は、銀河の濃縮と星の進化をビッグバンから4億4000万年以内に制限するためにJWSTによって開かれた新しいフロンティアを示しています。
| Title |
General_Relativistic_Magnetohydrodynamic_Simulations_of_Accretion_Disks_Around_Tilted_Binary_Black_Holes_of_Unequal_Mass |
| Authors |
Milton_Ruiz,_Antonios_Tsokaros,_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09083 |
異なる質量比(MR)の回転する連星ブラックホール(BHBH)への磁化された降着円盤の一般的な相対論的シミュレーションを実行します。個々のBHスピンの大きさはすべて$\chi=0.26$で、最初の軌道面に沿っているか、その上に$45^\circ$ある。これらのシステムをインスピレーション、合併、および合併後のフェーズ全体で進化させ、BHスピンとMRがジェットとその電磁(EM)シグネチャに与える影響を特定します。ファンネルとそれらの極の上の力のないパラメーター$B^2/(8\,\pi\rho_0)$が1より大きい。遠距離では、2つのジェットが1つに融合するため、個々のジェットのEM検出が妨げられる可能性があります。プレデカップリング中に降着率が準定常状態に達すると、MRに依存する発信ポインティング光度の突然の増幅が観察されます。合併に続いて、その前駆体のスピンに対するBHレムナントのスピンの方向の突然の変化は、ジェットの再配向を引き起こし、それは、しっかりと巻かれたヘリカルによってコリメートされた単一の高速で外側の狭いビームを駆動します。次に、ポインティング光度を高めるBフィールド。この効果は、ほぼMRに依存しません。このプロセス中に、Bfieldラインにキンクが生成され、ジェットが閉じ込められます。キンクはジェットに沿って伝播しますが、急速に減衰し、スピンシフトの記憶は残りません。私たちの結果は、他の機能が考慮されていない場合、低質量円盤での整列していない低回転のBHBH合体の合体は、X字型の電波銀河を説明する実行可能なシナリオを提供しない可能性があることを示唆しています。しかし、合体時の出射光度の突然の変化は、活動銀河核におけるBHの合体を特定するのに役立つ可能性があり、BHの成長メカニズムと観測されたホスト銀河の共進化に光を当てます。
リバプール望遠鏡で見た NGC 7469 の UV/光学ラグ スペクトルの進化
| Title |
The_evolution_of_the_UV/optical_lag_spectrum_of_NGC_7469_seen_by_the_Liverpool_Telescope |
| Authors |
F._M._Vincentelli,_M._Beard,_I._Mc_Hardy,_E._Cackett,_K._Horne,_M._Pahari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09152 |
活動銀河核(AGN)NGC7469の集中的なモニタリングの分析に関する結果を提示します。リバプール望遠鏡のIO:Oを使用して、ugrizバンドでほぼ毎日のリズムでソースを4か月間観測しました。uバンドに対するラグを測定したところ、キャンペーンの前半と後半でラグスペクトルに明確な変化が見られました。ソースがこれら2つのセグメントの間に異なる時間スケールで変化することを考えると、異なるコンポーネントが異なる時間で変動性を支配している可能性があります。この結果は、残響モデルが静的照明点源よりも複雑なジオメトリを必要とすること、およびこれらの遅延の解釈に特別な注意を払う必要があることをさらに裏付けています。
rプロセス元素合成のサイトとしてのコラプサー：Ic-BL型超新星の体系的な近赤外フォローアップ
| Title |
Collapsars_as_Sites_of_r-process_Nucleosynthesis:_Systematic_Near-Infrared_Follow-up_of_Type_Ic-BL_Supernovae |
| Authors |
Shreya_Anand,_Jennifer_Barnes,_Sheng_Yang,_Mansi_M._Kasliwal,_Michael_W._Coughlin,_Jesper_Sollerman,_Kishalay_De,_Christoffer_Fremling,_Alessandra_Corsi,_Anna_Y._Q._Ho,_Arvind_Balasubramanian,_Conor_Omand,_Gokul_P._Srinivasaragavan,_S._Bradley_Cenko,_Tomas_Ahumada,_Igor_Andreoni,_Aishwarya_Dahiwale,_Kaustav_Kashyap_Das,_Jacob_Jencson,_Viraj_Karambelkar,_Harsh_Kumar,_Brian_D._Metzger,_Daniel_Perley,_Nikhil_Sarin,_Tassilo_Schweyer,_Steve_Schulze,_Yashvi_Sharma,_Tawny_Sit,_Robert_Stein,_Leonardo_Tartaglia,_Samaporn_Tinyanont,_Anastasios_Tzanidakis,_Jan_van_Roestel,_Yuhan_Yao,_Joshua_S._Bloom,_David_O._Cook,_Richard_Dekany,_Matthew_J._Graham,_Steven_L._Groom,_David_L._Kaplan,_Frank_J._Masci,_Michael_S._Medford,_Reed_Riddle,_Chaoran_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09226 |
GW170817の発見に続く未解決の問題の1つは、中性子星の合体がrプロセス要素を生成できる唯一の天体物理サイトかどうかです。シミュレーションは、0.01-0.1M$_\odot$のrプロセス物質が、関連する中性子星の合体と崩壊する大質量星の両方の残骸として形成される急速に回転するブラックホールを囲む降着円盤から発生する流出で生成される可能性があることを示しました。長時間のガンマ線バースト(コラプサー)を伴います。連星中性子星合体GW170817におけるrプロセス元素合成の顕著な特徴は、その長時間持続する近赤外放射であり、したがって、関連するブロードラインストリップエンベロープ(Ic-BL)超新星(SNe)の光度曲線の体系的な測光研究の動機となっています。コラプサー付き。ZwickyTransientFacilityと文献から発見された25SNeIc-BLの最初の体系的研究を提示し、光学/近赤外バンドで合成されたrプロセス材料がある場合、その量を決定します。これらの爆発。SNeIc-BLでのrプロセス生成を説明するために設計された半分析モデルを使用して、光曲線フィッティングを実行して、これらのSNeのrプロセス質量に対する制約を導き出します。また、rプロセスを使用しないモデルに対して独立したライトカーブフィットを実行します。r-process-freeモデルは、サンプル内のオブジェクトのライトカーブにより適していることがわかります。したがって、私たちのオブジェクトのいずれにもrプロセス強化の説得力のある証拠はないと結論付けます。さらなる高ケイデンスの赤外線測光研究と星雲分光分析は、少量のrプロセス噴出物質量に敏感であるか、またはすべてのコラプサーがrプロセス核合成を完全に欠いているかどうかを示します.
すばる/HSCとGTC/OSIRISを用いた連星ブラックホール合体GW200224_222234の追跡調査
| Title |
Follow-up_survey_for_the_binary_black_hole_merger_GW200224_222234_using_Subaru/HSC_and_GTC/OSIRIS |
| Authors |
Takayuki_Ohgami,_Josefa_Becerra_Gonzalez,_Nozomu_Tominaga,_Tomoki_Morokuma,_Yousuke_Utsumi,_Yuu_Niino,_Masaomi_Tanaka,_Smaranika_Banerjee,_Frederick_Poidevin,_Jose_Antonio_Acosta-Pulido,_Ismael_Perez-Fournon,_Teo_Munoz-Darias,_Hiroshi_Akitaya,_Kenshi_Yanagisawa,_Mahito_Sasada,_Michitoshi_Yoshida,_Mirko_Simunovic,_Ryou_Ohsawa,_Ichi_Tanaka,_Tsuyoshi_Terai,_Yuhei_Takagi,_and_The_J-GEM_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09269 |
LIGO/Virgoは、2020年2月24日に、GW200224_222234(別名S200224ca)という名前の重力波(GW)イベントを検出し、連星ブラックホール合体として分類されました。(GWTC-3では50deg$^2$に修正)、$r2$-と$z$-ですばる/HyperSuprime-Cam(HSC)を使用して機会目標観測を実行しました。バンド。観測は2020年2月25日、28日、および3月23日に実施され、GW検出の12.3時間後に最初のエポックが開始されました。調査は、91%の確率に相当する56.6deg$^2$の最も確率の高い空の領域をカバーしました。これは、ローカリゼーションの$>$90%をカバーするバイナリブラックホールマージの最初の詳細なフォローアップ($m_{r}\gtrsim24,m_{z}\gtrsim23$)でした。トランジェントテンプレートと例を使用したライトカーブフィッティングを含む画像サブトラクションと候補スクリーニングを実行することにより、スバル/HSCデータのみでGW200224_222234の対応物として除外されなかった22の核外トランジェントを見つけました。また、5つの候補について、ホスト銀河と考えられる銀河のGTC/OSIRIS分光法も実行しました。2つは3Dスカイマップ内にある可能性が高く、他のものはそうではありません。結論として、19のトランジェントがGW200224_222234の可能な光学的対応物として残っています。ただし、固有の有望な対応物を特定できませんでした。残りの候補に対応するものがない場合、光度の上限は$\nuL_{\nu}<5.2^{+2.4}_{-1.9}\times10^{41}$ergs$^{-1}$と$\nuL_{\nu}<1.8^{+0.8}_{-0.6}\times10^{42}$ergs$^{-1}$$r2$-と$GW検出の12時間後の$\sim$でのz$バンド。また、将来のGWイベントに向けた光学フォローアップ戦略の改善についても議論します。
ワルチング連星: コンパクトな天体と重力波との合体の視線加速度の調査
| Title |
Waltzing_binaries:_Probing_line-of-sight_acceleration_of_merging_compact_objects_with_gravitational_waves |
| Authors |
Aditya_Vijaykumar,_Avinash_Tiwari,_Shasvath_J._Kapadia,_K._G._Arun,_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09651 |
コンパクト連星合体(CBC)イベントの見通し内加速は、対応する加速されていないCBCに関して生成する重力波(GW)の形状を変調します。このような変調は、その天体物理環境を示している可能性があります。LIGO-Virgo-KAGRAネットワークの将来の観測実行、および次世代（XG）検出器と提案されたDECIGOで、この加速を検出する可能性を調査します。我々は、中性子星連星合体と推定されるGW170817とGW190425に対して、この加速に最初の観測上の制約を課した。$90\%$の信頼度で、これらのイベントに視線加速の証拠は見つかりません。A+感度でのLIGOの5回目の観測実行に対する予想される制約は、典型的なBNSの加速度が$a/c\sim10^{-7}~[\mathrm{s}^{-1の精度で制約される可能性があることを示唆しています。}]$、信号対雑音比を$10$と仮定します。これらはXG検出器で$a/c\sim10^{-9}~[\mathrm{s}^{-1}]$に改善され、$a/c\sim10^{-16}~[\mathrm{s}^{-1}]$でDECIGO。また、これらの制約を、超大質量ブラックホール周辺の合体という文脈で解釈します。
高速電波バーストの偏波: 放射メカニズムと伝搬効果
観察によると、FRBは高度に分極化されています。ほとんどが高い直線偏光度を持っていますが、ごく一部は大きな円偏光を示しています。我々は、磁気圏の内側と外側の2つの可能性のある放射サイトを考慮して、マグネター理論の枠組みの中でFRBのさまざまな分極メカニズムを体系的に調査します。各サイトについて、固有の放射メカニズムと伝播効果の両方について説明します。磁気圏内部では、荷電バンチによるコヒーレント曲率放射と逆コンプトン散乱の両方の偏光特性を調べます。バーストの大部分が高い円偏波を持たないようにするために、バンチは、多数の磁力線を含む大きな断面を持つ必要があります。光円柱の下で共鳴条件が満たされ、電子と陽電子が非対称のローレンツ因子分布を持っている場合、磁気圏内の共鳴サイクロトロン吸収は高い円偏光を生成できます。磁気圏外では、シンクロトロンメーザーの固有放出メカニズムを検討し、オンビーム放出が高度に直線偏光していることを発見しました。円偏光はビーム外の角度で現れますが、フラックスは大幅に劣化し、そのようなバーストは宇宙距離では検出できません。伝播効果については、円偏光度を低下させる傾向があるシンクロトロン吸収を考慮します。重要な円偏光を生成する傾向があるサイクロトロン吸収。ある偏光モードを別の偏光モードに変換できるファラデー変換。これらのプロセスを可能にする天文学的なシナリオについて議論し、最初の2つの吸収プロセスには厳しい物理的条件が必要であると結論付けています。ファラデー変換には磁場反転が必要であり、これは連星系で実現するか、FRBエンジンが超新星残骸に囲まれている場合に実現する可能性があります。(要約)
GRB\,190106A の測光および分光観測: 後期エネルギー注入による逆衝撃および前方衝撃からの放出
| Title |
Photometric_and_Spectroscopic_Observations_of_GRB\,190106A:_Emission_from_Reverse_and_Forward_Shocks_with_Late-time_Energy_Injection |
| Authors |
Zi-Pei_Zhu,_Dong_Xu,_Johan_P._U._Fynbo,_Shao-Yu_Fu,_Xing_Liu,_Shuai-Qing_Jiang,_Shuo_Xiao,_Wei_Xie,_Yuan-Chuan_Zou,_He_Gao,_Dieter_Hartmann,_Antonio_de_Ugarte_Postigo,_David_Alexander_Kann,_Massimo_Della_Valle,_Pall_Jakobsson,_Tayabba_Zafar,_Valerio_D'Elia,_Li-Ping_Xin,_Jian-Yan_Wei,_Xing_Gao,_Jin-Zhong_Liu,_Tian-Hua_Lu,_Wei-Hua_Lei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09722 |
ガンマ線バーストの初期の光学観測は、中央エンジンとその中の物理プロセスの研究に大きく貢献する可能性があります。しかし、これまでに観測された数千個のうち、即発放出の開始後最初の数分間に光波長でデータを持っているのはまだほんのわずかです。ここでは、GRB\,190106Aについて報告します。{\emSwift}/BATトリガーのわずか36秒後、つまり即発放出フェーズ中に、光バンドで残光が観察されました。初期の光学的残光は、通常の減衰が続くバイモーダル構造を示し、$\sim\rmT_{0}+$1日後に減衰が速くなります。GRB\,190106Aの光学測光および分光観測を紹介します。Xinglong2.16-m/BFOSC分光観測から、金属吸収線を介して赤方偏移を導き出します。BFOSCスペクトルから、$z=1.861\pm0.002$を測定します。ダブルピークの光学的光度曲線は、逆順外部衝撃モデルによって予測される重要な特徴です。X線と光の光曲線の両方で通常の減衰が続く浅い減衰は、後期エネルギー注入を伴う標準的な前方衝撃モデルでよく説明されます。したがって、GRB\,190106Aは、逆ショックと順ショックの両方からのGRB放出のケーススタディを提供します。
中継器の特徴を持つ、まだ繰り返されていない高速電波バーストの発見
| Title |
Discovery_of_an_as-yet_non-repeating_fast_radio_burst_with_the_hallmarks_of_a_repeater |
| Authors |
M._Caleb,_L._N._Driessen,_A._C._Gordon,_N._Tejos,_J._O._Chibueze,_B._W._Stappers,_K._M._Rajwade,_F._Cavallaro,_Y._Wang,_P._Kumar,_W._A._Majid,_R._S._Wharton,_C._J._Naudet,_M._C._Bezuidenhout,_F._Jankowski,_M._Malenta,_V._Morello,_S._Sanidas,_M._P._Surnis,_E._D._Barr,_W._Chen,_M._Kramer,_W._Fong,_C._D._Kilpatrick,_J._Xavier_Prochaska,_S._Simha,_C._Venter,_I._Heywood,_A._Kundu_and_F._Schussler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09754 |
MeerTRAP共生プロジェクトの一環として、南アフリカのMeerKAT無線干渉計を使用して、明らかに非反復の高速無線バースト（FRB）を発見しました。分散測定値DM=578.78+/-2pc/ccのFRB20210410Dは、約1.3度2のインコヒーレントビームで検出されましたが、標準的な相関データプロダクトから作成された2秒の画像ではサブアーク秒の精度で局在化するのに十分な明るさでした。この位置特定により、FRBとz=0.1415の光学銀河との関連付けが可能になりました。これは、マッカートスケーリング関係から予想されるものと一致しません。過剰なDMはホスト銀河に起因すると考えられます。これは、矮小銀河に関連付けられていない最初のFRBであり、過剰なDMを示します。FRB位置またはホスト銀河から14.4uJy/ビームの3sigmaRMSまでの連続電波放射は検出されません。FRBは1GHzで43.7+/-4.3ミリ秒の散乱時間で広く、スペクトルの分岐を示します。どちらもFRBの繰り返しを連想させます。このFRBは、MeerKATで1.3GHzで7.28時間、Murriyangで2.4GHzで3時間、DeepSpaceNetworkで2.3GHzと8.4GHzの同時観測で5.7時間繰り返されることは確認されていませんが、確立するためにさらなるフォローアップをお勧めします。可能な繰り返しの性質。
二重中性子星合体におけるサブスレッショルドGW観測を用いたハッブル定数の制約に関するシミュレーション研究
| Title |
A_simulation_study_on_the_constraints_of_the_Hubble_constant_using_sub-threshold_GW_observation_on_double_neutron_star_mergers |
| Authors |
Y._F._Du,_S._X._Yi,_S._N._Zhang_and_Shu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09764 |
電磁対応物による重力波観測は、明るいサイレン法としても知られるハッブル定数を測定するアプローチを提供します。ハッブルの緊張を調停するために、この方法に大きな期待が寄せられています。この研究では、シミュレーションツール\GWT\とaLIGO設計の背景のモデリングを適用して、ノイズによる潜在的な汚染と、重力波と電磁対応物との間のディスペアリングを伴う、しきい値以下の二重中性子星合体の明るいサイレンカタログをシミュレートします。.したがって、ハッブル定数およびその他の宇宙パラメータは、ベイズ法を使用してシミュレートされたカタログから推測されます。シミュレーション研究から、次の結論に達します。1)$H_0$の測定誤差は、$が$P_{\rmastro}\gtrsim$0.1であり、推定された最も可能性の高い$H_0$傾向は、より大きな値に偏る傾向があります。2)$\Omega_{m}$などの他の高次の宇宙論的パラメータは、サブスレッショルドカタログでも制約を受けないままです。また、重力波検出器のネットワークをシミュレーションツールに追加することと、対応する電磁気の対応する効率シミュレーションを追加することについても説明します。これにより、将来の作業が改善されます。
FRB 20210405I: MeerKAT でローカライズされた最初の Fast Radio Burst サブアーク秒
| Title |
FRB_20210405I:_the_first_Fast_Radio_Burst_sub-arcsecond_localised_with_MeerKAT |
| Authors |
Laura_Nicole_Driessen,_Ewan_Barr,_David_Buckley,_Manisha_Caleb,_Hao_Chen,_Weiwei_Chen,_Mariusz_Gromadzki,_Fabian_Jankowski,_Renee_Kraan-Korteweg,_Michael_Kramer,_Jesse_Palmerio,_Kaustubh_Rajwade,_Ben_Stappers,_Evangelia_Tremou,_Susanna_Vergani,_Patrick_Woudt,_Mechiel_Christiaan_Bezuidenhout,_Mateusz_Malenta,_Vincent_Morello,_Sotiris_Sanidas,_Mayuresh_Surnis,_Rob_Fender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09787 |
MeerKATを使用して検出された最初のサブアーク秒ローカライズされたFastRadioBurst(FRB)を提示します。FRB、FRB20210405Iは、2021年4月5日にMeerTRAPパイプラインを使用してインコヒーレントビームで検出され、信号対雑音比は140.8、分散測定値は565.17pccm$^{-3}$でした。MeerTRAPがThunderKAT大規模な調査プロジェクトと共生的に観測している間に検出され、十分に明るく、ThunderKAT8s画像を使用してFRBの位置を特定できました。天の川とハローの分散測定の2つの異なるモデルは、ソースが銀河の端または外側のいずれかにあることを示唆しています。しかし、位置測定、分散測定、散乱、比光度、偶然一致確率の情報を組み合わせて、起源が銀河系外である可能性が最も高いことを発見し、FRBのホスト銀河である可能性が高いことを特定します:2MASSJ1701249$-$4932475。SALT分光法とフィールドのアーカイブ観測を使用して、ホストが$z=0.066$の赤方偏移にある円盤/渦巻銀河であることを発見しました。
ラジオトランジェントとパルサーのタイドアレイビームローカリゼーション
| Title |
Tied-Array_Beam_Localisation_of_Radio_Transients_and_Pulsars |
| Authors |
M._C._Bezuidenhout,_C._J._Clark,_R._P._Breton,_B._W._Stappers,_E._D._Barr,_M._Caleb,_W._Chen,_F._Jankowski,_M._Kramer,_K._Rajwade,_and_M._Surnis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09812 |
高い時間分解能で観測し、広い視野を持つMeerKATなどの多要素干渉計は、リアルタイムでターゲットを絞っていないトランジェントおよびパルサー検索を実行する理想的な機会を提供します。ただし、データストレージの制限により、発見されたトランジェントまたはパルサーのフィールドを画像化するために必要なベースバンドデータを常に保存できるとは限りません。これにより、発見を効果的にローカライズする調査の能力が制限され、フォローアップ科学の機会、特に一部の高速電波バースト(FRB)のような1回限りのイベントが制限される可能性があります。ここでは、TiedArrayBeamLocalization(TABLo)と呼ばれる複数のMeerKATタイドアレイビームで検出されたトランジェントとパルサーを一度にローカライズするための新しい最尤推定アプローチと、SeeKATという名前のメソッドのPython実装を紹介します。SeeKATの実際の使用例とモンテカルロ分析を提供して、ビーム形成されたMeerKATデータで検出された単一パルスを(サブ)アーク秒の精度でローカライズできることを示します。
| Title |
Spontaneous_Scalarization_as_a_New_Core-Collapse_Supernova_Mechanism_and_its_Multi-Messenger_Signals |
| Authors |
Takami_Kuroda_and_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09853 |
現実的な状態方程式とマルチエネルギーニュートリノ放射を使用して、大規模なスカラーテンソル理論で初めて多次元コア崩壊超新星(CCSN)シミュレーションを実行します。スカラー質量とスカラー場と重力場の間の結合強度を変化させる一連のモデルの中で、特定のモデルは、原始中性子星(PNS)で反復的な自発的スカラー化(SS)を可能にします。各SSはPNSの崩壊とその後の跳ね返りを誘発し、そこから壊滅的な衝撃波が発生してPNSエンベロープを放出します。爆発エネルギーは$\mathcalO(10^{51})$ergを簡単に超えることができます。この研究は、CCSNeの爆発メカニズムとしてのSSの新しい側面を明らかにします。また、その特徴的なマルチメッセンジャー信号であるニュートリノと重力波についても説明します。
NS+He 星系の Ia 型超新星と孤立した穏やかにリサイクルされたパルサー
| Title |
Type_Ia_supernovae_in_NS+He_star_systems_and_the_isolated_mildly_recycled_pulsars |
| Authors |
Yun-Lang_Guo,_Bo_Wang,_Cheng-Yuan_Wu,_Wen-Cong_Chen,_Long_Jiang,_Zhan-Wen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09925 |
Ia型超新星(SNeIa)は、宇宙論的距離の指標として成功しており、銀河の化学進化における重要な元素工場です。それらは一般に、近い連星における炭素-酸素白色矮星の熱核爆発に由来すると考えられています。ただし、SNeIa間で観察された多様性は、それらが異なる前駆モデルを持っていることを意味します。この記事では、異なる初期He星質量($M_{\rmHe}^{\rmi}$)と軌道周期($P_{\rmorb})を持つNS+He連星の長期進化を実行しました。^{\rmi}$)で初めて、He星の仲間が最終的にSNeIaとして爆発する可能性があります。私たちのシミュレーションは、He星がチャンドラセカール限界に近い質量を持つ高度に縮退した酸素ネオン(ONe)コアを発達させた後、中心の残留炭素の発火により爆発的な酸素燃焼が引き起こされる可能性があることを示しています。これらの計算によると、$\rmlog\,$$P^{\rmi}_{\rmorb}-M^{\rmi}_{\rmHe}$飛行機。一方、NS+He星連星では、He星がSNeIaとして爆発した後に、孤立した穏やかにリサイクルされたパルサーが形成される可能性があることを発見しました。)$\sim30-110\rm\,ms$と$\sim\rm60-360\,km\,s^{-1}$の最終軌道速度、$0.07-10\の初期軌道周期に対応rm\,d$.私たちの研究は、NS+Heスターチャネルが観測で速度$\rm\lesssim360\,km\,s^{-1}$の孤立した穏やかにリサイクルされたパルサーの形成に寄与している可能性があることを示唆しており、そのような孤立したパルサーは$P_{\rmspin}-\dotP_{\rmspin}$ダイアグラムで大規模なWDコンパニオンを持つパルサーの領域。
コンパクト中性子星の電磁気解に対する磁気座標引きずり補正
| Title |
Magnetic_frame-dragging_correction_to_the_electromagnetic_solution_of_a_compact_neutron_star |
| Authors |
R._Torres,_T._Grismayer,_F._Cruz,_L.O._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09929 |
中性子星は一般的に、星の地殻に固定された優勢な固有の双極子磁場を持つ球状の回転する完全な導体としてモデル化されています。十分にコンパクトな場合、一般相対性理論はマクスウェルの方程式を修正し、内部および外部の電磁気解に変化をもたらします。磁場成分に対するフレームドラッグ補正を含む、ゆっくりと回転する磁化された中性子星の解析解を提示します。典型的なコンパクトネス値、つまり$R_s\sim0.5[R_*]$の場合、新しい項が赤道での磁場強度の$0.43\%$減少と平均$1\%$ベクトル角補正の両方を説明することを示します。磁気コマずれ補正なしの場合と比較。この補正は、表面方位角電流の一貫した再分布につながります。導出された解の妥当性を、2次元の細胞内粒子シミュレーションの初期値問題として規定することによってテストしました。導出された解と正確な解の間の近接性を反映する、より低い初期段階の過渡振幅が観察されます。後で、私たちのソリューションは方位電界振幅をほぼ1桁減少させ、より複雑な初期化を犠牲にしてシミュレーションがより正確になることを示しています。これにより、シミュレーション実行時間の短縮につながる可能性があることを示します。
| Title |
Multi-frequency_test_of_dark_matter_annihilation_into_long-lived_particles_in_Sirius |
| Authors |
Yu-Xuan_Chen,_Lei_Zu,_Zi-Qing_Xia,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09951 |
コライダーで生成された新しい長寿命の粒子は、従来の粒子検出器から漏れる可能性があります。人工衛星や地上望遠鏡を使って、星に取り込まれた暗黒物質が消滅して寿命の長い粒子のペアになる光子を検出することができます。これらの長寿命粒子の伝搬長が太陽と木星の間の惑星間距離を超えると、太陽または地球上の木星から発生する暗黒物質の信号を検出することができなくなります。即発放射、逆コンプトン散乱、およびシンクロトロン放射メカニズムによって生成される暗黒物質誘起光子の分析により、最大の検出可能性には長寿命粒子の約$10^{-3}$pcの減衰長が必要であることが明らかになりました。私たちは、長寿命の粒子の寿命をビッグバンの元素合成と一致させながら、太陽系の境界から逃れることを可能にするパラメーターを調査します。シリウスシステムは、そのような長寿命の粒子の間接的な検出のための有望なターゲットとして提案されています。プロンプト、逆コンプトン散乱、およびシンクロトロン放射を利用して、暗黒物質と陽子のスピン非依存およびスピン依存の断面積の上限が、Fermi-LATヌル信号観測と今後のスクエアキロメートルアレイ無線の機能によって推定されます。望遠鏡。
ASTRI ミニアレイコアサイエンスプログラム
高エネルギー(HE、E>100MeV)および超高エネルギー(VHE、E>100GeV)のガンマ線を放出する天体源は、それぞれ数千および数百のオーダーです。一方、超高エネルギー(UHE、E>数十TeV)のガンマ線を放出する源の数はわずか数十であり、現在、地上ベースのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡の両方によって調査されています。(IACTs)と粒子シャワーアレイ。これらのまれなVHEおよびUHEソースは、天体物理学の新しいフロンティアを表しています。9台のASTRIチェレンコフ望遠鏡で構成されたアレイが、テイデ天文台(スペイン、テネリフェ島)で建設中です。ASTRIMini-Arrayは、VHEおよびUHEドメインで選択されたいくつかの未解決の問題に対して確実な回答を提供することを目的としています。最初の4年間の観測期間中の科学プログラムは、宇宙線の起源、銀河外背景光、および基礎物理学の研究、ガンマ線バーストのVHEドメインにおける新しい分野のコアサイエンスのトピックに専念します。そして最後に、超高エネルギー宇宙線を調査し、恒星強度干渉法研究を行うためのASTRIミニアレイの使用。専用のシミュレーションを通じて評価された科学的見通しをレビューし、画期的な発見を追求するASTRIミニアレイの可能性を証明し、MAGIC、LHAASO、HAWC、TibetAS-$など、北半球の現在および将来のVHE施設との相乗効果について議論します。\gamma$、およびCTAO-N。
極としての 2 つの磁気激変変数の確認: 1RXS J174320.1-042953 および YY セックス
| Title |
Confirmation_of_two_magnetic_cataclysmic_variables_as_polars:_1RXS_J174320.1-042953_and_YY_Sex |
| Authors |
Nikita_Rawat,_J._C._Pandey,_Arti_Joshi,_Stephen_B._Potter,_Alisher_S._Hojaev,_Micha\"el_De_Becker,_Srinivas_M_Rao_and_Umesh_Yadava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10002 |
1RXSJ174320.1-042953とYYSexという2つの磁気激変変数の候補について、新しくアーカイブされた観測結果の分析を提示します。1RXSJ174320.1-042953は、降着領域の形状、サイズ、および(または)場所の変化が原因である可能性がある位相シフトが見られた2つの特徴的な高い状態と低い状態で観察されました。その軌道X線変調はソフト(0.3-2.0keV)エネルギーバンドでのみ持続することがわかります。これは、降着流における光電吸収に起因する可能性があります。X線スペクトルは、硬X線が$\sim$7.5$\times$10$^{23}$cm$^{-2}$、これは排出量の$\sim$56パーセントを部分的にカバーします。軟X線の過剰は検出されませんでした。ただし、黒体温度$\sim$97eVの軟X線放射がスペクトルを表しています。YYSexの広範なTESS観測により、軌道周期を1.5746$\pm$0.0011hに絞り込むことができます。このシステムでは、以前に報告されたスピンまたはビート期間のシグネチャは見つかりませんでした。さらに、私たちの新しい偏光観測は、軌道周期のみで変調された明確な円偏光を示しています。最後に、どちらの系も、光学スペクトルで強いバルマーとHeII4686A$^\circ$輝線を示しており、それらの磁気的性質をさらに示しています。
GRBAlphaで測定したGRB 221009Aのピークフラックス
| Title |
The_peak-flux_of_GRB_221009A_measured_with_GRBAlpha |
| Authors |
Jakub_Ripa,_Hiromitsu_Takahashi,_Yasushi_Fukazawa,_Norbert_Werner,_Filip_Munz,_Andras_Pal,_Masanori_Ohno,_Marianna_Dafcikova,_Laszlo_Meszaros,_Balazs_Csak,_Nikola_Husarikova,_Martin_Kolar,_Gabor_Galgoczi,_Jean-Paul_Breuer,_Filip_Hroch,_Jan_Hudec,_Jakub_Kapus,_Marcel_Frajt,_Maksim_Rezenov,_Robert_Laszlo,_Martin_Koleda,_Miroslav_Smelko,_Peter_Hanak,_Pavol_Lipovsky,_Tomas_Urbanec,_Miroslav_Kasal,_Ales_Povalac,_Yuusuke_Uchida,_Helen_Poon,_Hiroto_Matake,_Kazuhiro_Nakazawa,_Nagomi_Uchida,_Tamas_Bozoki,_Gergely_Dalya,_Teruaki_Enoto,_Zsolt_Frei,_Gergely_Friss,_Yuto_Ichinohe,_Kornel_Kapas,_Laszlo_L._Kiss,_Tsunefumi_Mizuno,_Hirokazu_Odaka,_Janos_Takatsy,_Martin_Topinka,_Kento_Torigoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10047 |
2022年10月9日、これまでに観測された中で最も明るいガンマ線バースト(GRB)が高エネルギーの空を照らしました。それは多くの機器によって検出され、GRBコミュニティの注目を集め、多くの検出器を飽和状態にしました。GRBAlphaは、1UCubeSatのフォームファクターを備えたナノ衛星であり、この非常に明るい長時間のGRB221009Aを強い飽和なしで検出しました。80keVから950keVまでの13のエネルギーバンドにおける即時放出の光度曲線を提示し、スペクトル解析を実行して、ピークフラックスとピーク等方性等価光度を計算します。このGRBの時点では衛星の姿勢情報が利用できないため、中央光度とその体系的な不確実性を見つけるために、200以上の入射方向が調査されました。$80-800$keV範囲(オブザーバーフレーム)のピークフラックスは$F_{\rm{ph}}^{\rm{p}}=1300_{-200}^{+1200}$phcmであることがわかりました。$^{-2}$s$^{-1}$または$F_{\rm{erg}}^{\rm{p}}=5.7_{-0.7}^{+3.7}\times10^{-4}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$そして、GRBAlphaによって観測された最初のGRBエピサイドの同じエネルギー範囲でのフルエンスは$S=2.2_{-0.3}^{+1.4}\times10^{-2}$ergcm$^{-2}$.$92-920$keV範囲(静止フレーム)における等方性等価光度のピークは、$L_{\rm{iso}}^{\rm{p}}=3.7_{-0.5}^{+2.5}\times10でした。^{52}$ergs$^{-1}$であり、ボロメータピーク等方性等価光度は$L_{\rm{iso}}^{\rm{p,bol}}=8.4_{-0.9}^でした。{+1.4}\times10^{52}$ergs$^{-1}$$1-10,000$keV範囲(静止フレーム)。放出されるエネルギーのピークは$E_p^\ast=E_p(1+z)=1120\pm470$keVです。$L_{\rm{iso}}^{\rm{p,bol}}$の測定値は、ヨネトクの関係と一致しています。
ASTRI Mini-Array: 隠されたペバトロンの探索
宇宙線の起源に関する基本的な3つの疑問は、理論的にも実験的にも非常に近年行われた膨大な努力にもかかわらず、明確な答えがないままです。ガンマ線天文学は、この分野で基本的な役割を果たしています。相対論的陽子と電子はどちらも、さまざまなプロセスを経てガンマ線帯域で放出できますが、宇宙線の加速を調べることができるのは、ハドロンガンマ線放出の検出だけです。特に、最高エネルギーでの逆コンプトン放出のクライン・仁科抑制により、100TeVを超えるガンマ線放出の検出は、PeVハドロンの加速の確固たる証拠を提供すると予想されました。しかし、LHAASOコラボレーションによって発表された最近の結果は、よく知られているレプトン工場であるPWNeに関連している可能性が高いいくつかのPeVソースの存在を明らかにしました(たとえば、すべてのカニ星雲)。結果として、PeVエネルギーでのガンマ線検出は、もはやハドロン加速の最終的な証拠にはならないかもしれません。ただし、LHAASOの角度分解能が限られているため、関連付けが不確実になり、より詳細で深い研究が必要になります。これに関連して、前例のない感度とE>10TeVの角度分解能を備えたASTRIミニアレイは、宇宙線工場の候補のガンマ線スペクトルを拡張できるだけでなく、PWNeや他のLHAASO源からの放出領域を区別するのに役立つ可能性があります。、最高のエネルギー放出の性質に光を当てます。
IceCube ニュートリノ (SIN) 候補ソースのスペクトル - III.サンプル全体の光学分光法と光源特性評価
| Title |
The_spectra_of_IceCube_Neutrino_(SIN)_candidate_sources_-_III._Optical_spectroscopy_and_source_characterization_of_the_full_sample |
| Authors |
Simona_Paiano,_Renato_Falomo,_Aldo_Treves,_Paolo_Padovani,_Paolo_Giommi,_Riccardo_Scarpa,_Susanna_Bisogni,_Ester_Marini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10080 |
天体物理学の高エネルギーニュートリノとブレーザーとの間の相関関係は、さまざまな著者によって示唆されています。特に、IceCubeイベントと中間および高エネルギーのピークBLLac天体との関連性が高いことから、ニュートリノ源である可能性が高い47個の天体のサンプルが得られました。このシリーズの最初の論文では、文献から取得したデータと合わせて、サンプルの80%をカバーする17のオブジェクトの光学分光法を報告しました。ここでは、さらに17個の天体(および4つの追加のターゲット)の大口径望遠鏡で得られた分光法を提示し、サンプルカバレッジを完成させます。12個のオブジェクトについては、赤方偏移(0.07<z<1.6)を決定できますが、他のオブジェクトについては、介在する吸収システムのロバストな検出またはスペクトルがないことから得られる推定に基づいて下限を設定します。ホスト銀河のサイン。これらの新しいデータを使用して、以前の論文の主な結果を拡張および強化します。つまり、それらの広帯域特性に関して、私たちの情報源は、残りのブレーザー集団と比較的大規模な(>34%輝線の等価幅が小さいのは、サンプルの固有の特性ではなく、ブーストされた連続体の明るさによるものです。
MeerKAT 望遠鏡で MeerTRAP を使用して発見およびローカライズされた高速電波バーストのサンプル
| Title |
A_sample_of_Fast_Radio_Bursts_discovered_and_localised_with_MeerTRAP_at_the_MeerKAT_telescope |
| Authors |
F._Jankowski_(1_and_2),_M._C._Bezuidenhout_(1_and_3),_M._Caleb_(1_and_4_and_5),_L._N._Driessen_(1_and_6),_M._Malenta_(1),_V._Morello_(1),_K._M._Rajwade_(1_and_7),_S._Sanidas_(1),_B._W._Stappers_(1),_M._P._Surnis_(1_and_8),_E._D._Barr_(9),_W._Chen_(9),_M._Kramer_(9_and_1),_J._Wu_(9),_S._Buchner_(10),_M._Serylak_(11),_J._X._Prochaska_(12_and_13)_((1)_JBCA,_(2)_CNRS_Orleans,_(3)_Centre_for_Space_Research,_(4)_University_of_Sydney,_(5)_ASTRO3D,_(6)_CSIRO,_(7)_ASTRON,_(8)_IISER_Bhopal,_(9)_MPIfR_Bonn,_(10)_SARAO,_(11)_The_SKA_Observatory,_(12)_University_of_California,_(13)_Kavli_Institute_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10107 |
南アフリカのMeerKAT望遠鏡でMeerTRAPプロジェクトによって発見された、局所的な高速電波バースト(FRB)のサンプルを紹介します。単一のコヒーレントタイドアレイビームで3つのFRBを発見し、それらを~1分角$^2$の領域に局在化しました。それらのバースト特性、散乱、繰り返し率、および局在化を多波長のコンテキストで調査します。FRB20201211Aは、散乱の広がりのヒントを示していますが、それ以外は機器の分散スミアと一致しています。FRB20210202Dでは、約200ミリ秒離れたかすかなポストカーソルバーストを発見しました。これは、明確なバースト成分または反復パルスを示唆しています。FRBをホスト銀河の候補と関連付けようとします。FRB20210408Hについては、暫定的に(0.35-0.53確率)赤方偏移~0.5で互換性のあるホストを識別します。さらに、調査範囲、フルエンスの完全性、FRB母集団への影響など、MeerTRAP調査のプロパティを分析します。2021年末までに発見された11個のMeerTRAPFRBのサンプル全体に基づいて、FRBの全天率とフルエンスしきい値によるスケーリングを推定します。1.28GHzでの推定FRB全天率は、$4.4_{-2.5}^{+4.3}$および$2.1_{-1.1}^{+1.8}\times10^3$sky$^{-1}$dです。$^{-1}$は、コヒーレント調査とインコヒーレント調査でそれぞれ0.66および3.44Jymsを超えています。MeerTRAPレート間のスケーリングは、95%の信頼レベルでより高いフルエンスよりもフラットです。低フルエンスのFRBが不足しているように思われ、2Jyms未満でレートとフルエンスの関係が壊れているか、ターンオーバーしていることを示唆しています。宇宙論的または祖先固有の起源を推測します。調査内の累積ソース数は、ユークリッドスケーリングと一致しているように見えます。
2020 年 8 月のフレア中の BL Lacertae の夜間変動の分析
| Title |
Analysis_of_the_intra-night_variability_of_BL_Lacertae_during_its_August_2020_flare |
| Authors |
Aditi_Agarwal,_B._Mihov,_Vipul._Agrawal,_S._Zola,_Aykut_Ozdonmez,_Ergun_Ege,_L._Slavcheva-Mihova,_D._E._Reichart,_D._B._Caton,_and_Avik_Kumar_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10177 |
2020年7月中旬から9月中旬までのさまざまなタイムスケールでのブレーザーBLやし座の$BVRI$測光の分析を提示します。世界中で11の異なる光学望遠鏡を使用し、84日間の観測夜にわたってデータを収集しました。この観測は、2020年8月に開始されたBLLacertaeの新しい活動段階(私たちは2020年8月のフレアと呼んでいます)の開始をカバーしており、分析は夜間変動に焦点を当てています。短期間のタイムスケールでは、(i)$R$バンドでフラックスは$\sim$2.2\,magで変化し、(ii)スペクトルインデックスはフラックスに弱く依存していることがわかりました。、および(iii)周期性は検出されませんでした。夜間のタイムスケールでは、BLLacertaeは、主に明るいときは青い色収差を示すことがわかりました。また、数分程度の大きなバンド間タイムラグの2つのケースも発見しました。2020年8月のフレア中のブレーザーのデューティサイクルは、かなり高いと推定されました($\sim$90\%以上)。夜間の光度曲線を個々のフレアに分解し、それらの特性を決定しました。分析に基づいて、乱流ジェットモデルを仮定して、放出領域のいくつかの特性(ドップラーファクター、磁場強度、電子ローレンツファクター、および半径)を決定しました。決定された半径は、乱流のコルモゴロフ理論の枠組みで議論されました。また、夜間のタイムスケールでの加重平均構造関数の勾配を推定し、それをパワースペクトル密度の勾配に関連付け、夜間変動の起源に関して議論しました。
Telescopio Nazionale Galileo の計装用 CCD
| Title |
CCDs_for_the_instrumentation_of_the_Telescopio_Nazionale_Galileo |
| Authors |
R._Cosentino,_G._Bonanno,_P._Bruno,_S._Scuderi,_C._Bonoli,_F._Bortoletto,_M._D'Alessandro,_D._Fantinel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09132 |
イタリア国立望遠鏡ガリレオの追跡システムやシャックハルトマン波面分析器と同様に、ほとんどの科学機器は検出器としてCCDを使用しています。検出器の特性評価は、科学機器で正しく利用するために基本的に重要です。イタリア国立望遠鏡の科学機器で使用されるCCDの電気光学特性の測定について報告します。特に、EEVとLORALによって製造された2セットのCCDの量子効率、電荷転送効率、暗電流、読み出しノイズ、均一性、直線性を示して比較します。最後に、2つのEEVチップのモザイクを備えた光学イメージャーを使用して望遠鏡で行われた予備テストを示します。
| Title |
Opening_the_path_to_hard_X-/soft_gamma-ray_focussing:_the_ASTENA-pathfinder_mission |
| Authors |
Enrico_Virgilli_and_Lorenzo_Amati_and_Natalia_Auricchio_and_Ezio_Caroli_and_Fabio_Fuschino_and_Mauro_Orlandini_and_John_Buchan_Stephen_and_Lisa_Ferro_and_Filippo_Frontera_and_Miguel_Moita_and_Piero_Rosati_and_Michele_Caselle_and_Claudio_Ferrari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09272 |
硬X線/軟ガンマ線天文学は、過渡、核、マルチメッセンジャー天体物理学にとって重要な分野です。ただし、測定の空間的局在化、イメージング機能、および感度は、エネルギー範囲が70keVを超えると大きく制限されます。これらの限界を克服するために、私たちは、ESAの航海2050プログラムのために提出されたミッションコンセプト、ASTENAを提案しました。国際参加型のイタリアミッションとしてASIに提案する予定のASTENAのパスファインダーについて報告します。これは、ASTENAに搭載されている2つの機器のうちの1つに基づいています。焦点距離が20mのラウエレンズで、50～700keVのパスバンドの硬X線を3次元の位置に敏感な焦点面分光計に集束させることができます。レンズの集束特性と検出器の局在化特性の組み合わせにより、比類のないイメージングおよび分光機能が提供され、ガンマ線バースト残光、超新星爆発、陽電子消滅線などの現象の研究が可能になります。
天体物理モデルと観測結果を比較するための整合性テスト
| Title |
Consistency_Tests_for_Comparing_Astrophysical_Models_and_Observations |
| Authors |
Fiorenzo_Stoppa,_Eric_Cator,_Gijs_Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09308 |
天文学では、特に測定誤差の不確実性を説明するために、統計的手法を通じてモデルを検証する実践を強化する機会があります。観察結果を説明するためにモデルが一般的に使用されますが、モデルとモデルの間で一致しない場合があります。これは、モデルが不完全な理論から導出された場合、より適切なモデルが利用できない場合、または測定の不確実性が正しく考慮されていない場合に発生する可能性があります。ただし、モデルに依存しない方法で観測と天体物理モデル間の整合性を評価する特定のテストを適用することで、この問題に対処することができます。このホワイトペーパーで開発された整合性テスト(ConTESTs)は、ノンパラメトリック手法と距離測定の組み合わせを使用して、観測に対する天体物理モデルの近さを評価するテスト統計を取得します。一貫性仮説に関する結論を引き出すために、シミュレーションベースの方法論が実行されます。具体的には、密度モデル用に2つのテストを作成し、回帰モデル用に2つのテストを作成しました。これらは、当面のケースと必要なテストの検出力に応じて使用されます。テストの有効性を判断し、モデルを構築する際にそれらを使用するためのガイダンスを提供するために、ConTESTを使用して合成例を調べました。また、さまざまな天文学のケースにConTESTを適用し、どのモデルが一貫しているかを特定し、そうでない場合は、拒否の考えられる原因を特定しました。
GRBAalpha: 最小の天体物理宇宙観測所 -- パート 1: 検出器の設計、システムの説明、および衛星の運用
| Title |
GRBAlpha:_the_smallest_astrophysical_space_observatory_--_Part_1:_Detector_design,_system_description_and_satellite_operations |
| Authors |
Andr\'as_P\'al_(1),_Masanori_Ohno_(2),_L\'aszl\'o_M\'esz\'aros_(1),_Norbert_Werner_(3),_Jakub_\v{R}\'ipa_(3),_Bal\'azs_Cs\'ak_(1),_Marianna_Daf\v{c}\'ikov\'a_(3),_Marcel_Frajt_(4),_Yasushi_Fukazawa_(2),_Peter_Han\'ak_(5),_J\'an_Hudec_(4),_Nikola_Hus\'arikov\'a_(3),_Jakub_Kapu\v{s}_(4),_Miroslav_Kasal_(6),_Martin_Kol\'a\v{r}_(3),_Martin_Koleda_(7),_Robert_Laszlo_(7),_Pavol_Lipovsk\'y_(5),_Tsunefumi_Mizuno_(2),_Filip_M\"unz_(3),_Kazuhiro_Nakazawa_(8),_Maksim_Rezenov_(4),_Miroslav_\v{S}melko_(9),_Hiromitsu_Takahashi_(2),_Martin_Topinka_(10),_Tom\'a\v{s}_Urbanec_(6),_Jean-Paul_Breuer_(3),_Tam\'as_Boz\'oki_(11),_Gergely_D\'alya_(12),_Teruaki_Enoto_(13),_Zsolt_Frei_(14),_Gergely_Friss_(14),_G\'abor_Galg\'oczi_(14,15),_Filip_Hroch_(1),_Yuto_Ichinohe_(16),_Korn\'el_Kap\'as_(17,18,15),_L\'aszl\'o_L._Kiss_(1),_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10048 |
ねらい。2021年3月22日に打ち上げられて以来、1UサイズのCubeSatGRBAlphaは、高エネルギー過渡現象に関する科学データを運用および収集しており、これまでで最小の天体物理宇宙観測所となっています。GRBAlphaは、標準的な1Uボリュームに収まるほど小さいガンマ線バースト(GRB)検出器の概念の軌道内デモンストレーションです。関連論文で実証されたように、GRBAlphaは、GRB221009Aの最近のイベントを含む明るいGRBの正確な特徴付けにより、科学界に大きな価値をもたらします。メソッド。GRB検出器は、反射ホイル(ESR)に包まれた75x75x5mmのCsI(Tl)シンチレータであり、2つの別個の冗長ユニットによって駆動される浜松製のマルチピクセル光子カウンターであるSiPM検出器のアレイによって読み取られます。シンチレータブロックを日光からさらに保護し、SiPM検出器を粒子放射線から保護するために、アセンブリの一方の端にテドラーラッピング、陽極酸化アルミニウムケーシング、および鉛合金シールドの多層構造を適用します。このセットアップにより、エネルギー範囲が70～890keVで、エネルギー分解能が~30%のガンマ線を観測できます。結果。ここでは、検出器の電子部品とソフトウェアコンポーネント、プラットフォームのいくつかの側面、および半自律的な操作の現在の方法を含む、GRBAlphaミッションのシステム設計を要約します。さらに、GRBAlphaと関連する実験でのイニシアチブのための受信機ネットワークの拡大をコミュニティに奨励するために、生データ製品とテレメトリに関する詳細が提供されます。
恒星の変動性と年齢の代用としてガイアの過剰な不確実性を使用する
| Title |
Using_Gaia_excess_uncertainty_as_a_proxy_for_stellar_variability_and_age |
| Authors |
Madyson_G._Barber_and_Andrew_W._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09084 |
星は若いときに活動が活発になることが知られており、その結果、年齢と測光変動との間に強い相関関係が生じます。特定の年齢の星間の振幅の変動は大きいが、年齢と変動の関係は星の大きなグループにわたって強くなる。Gaiaフォトメトリ($Var_{G}$、$Var_{BP}$、および$Var_{RP}$)の過剰な測光不確実性を変動性のプロキシとして使用して、この関係を調べます。メトリックは、Skumanichのような関係に従い、$\simeqt^{-0.4}$としてスケーリングされます。既知の年齢を持つ関連付けのセットに対して調整することにより、人口メンバーの$Var$が、$\simeq$2.5Gyrよりも若い関連付けのグループ年齢を10～20%以内で予測できることを示します。実際には、主にグループサイズが有限であるため、年齢の不確実性は大きくなります。この指数は、最も若い年齢($<$100Myr)で最も役立ちます。この場合、不確実性は、カラーマグニチュードダイアグラムに匹敵するか、それよりも優れています。この指数は広く利用可能で、計算が簡単で、主系列の前後の星がほとんどまたはまったくない中間年齢で使用できます。さらに、$Var$を使用して新しい関連付けを見つけ、一緒に移動する星のグループが実際の共同評価集団であるかどうかをテストする方法を示します。350pc以内のTheiaグループにメソッドを適用すると、$\gtrsim$90%はフィールドからの星の描画と一致せず、$\simeq$80%はCMDから導出されたものと一致する変動年齢を持つことがわかります。私たちの調査結果は、これらのグループの大多数が実際の人口を含んでいることを示唆しています。
天の川銀河と矮小銀河のR過程星の観測
| Title |
Observations_of_R-Process_Stars_in_the_Milky_Way_and_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Anna_Frebel_(MIT),_Alexander_P._Ji_(University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09188 |
この章では、天の川銀河の恒星暈や衛星矮小銀河で発見されたrプロセス元素の痕跡を持つ、金属の少ない星の分光観測に関する最近の進歩の概要を紹介します。観測されたrプロセスパターンの普遍性や、軽いrプロセス元素とアクチニド間の普遍性からの逸脱など、rプロセスの起源に関連する主要な経験的教訓が説明されています。一般的およびまれな超新星と中性子星の合体を含む、理論的予想に基づいたrプロセスのさまざまな天体物理学的サイトが提示されます。rプロセスサイト間の主な違いは、遅延時間の分布です。詳細なrプロセスパターンに関する最良の制約は、銀河のハローrプロセス星に由来しますが、これらは、星の誕生ガス雲の環境に関する情報を提供することはできません。矮小銀河内のrプロセス濃縮を研究することで、これらのシステム内の個々の星の高解像度の分光観測を得ることは非常に困難であるという事実にもかかわらず、状況を改善することができます。矮小銀河の特性の概要と、その質量と星形成期間に応じた化学進化の予測が提供されます。rプロセスの傾向は、矮小銀河の星の質量と星形成期間に依存しており、rプロセスがまれで、多産であり、即発性と遅発性の両方の発生源があることを明確に示しています。この作業は、進行中の理論的な重元素元素合成探査と、希少同位体ビーム施設などのrプロセス核の特性の実験的測定を補完します。
アダプティブ パラレル テンパリングによるスタースポット マッピング。 Ⅱ． M型矮小フレア星、AU Microscopii、YZ
Canis Minoris、EV LacertaeのTESSデータへの適用
| Title |
Starspot_mapping_with_adaptive_parallel_tempering._II._Application_to_TESS_data_for_M-dwarf_flare_stars,_AU_Microscopii,_YZ_Canis_Minoris,_and_EV_Lacertae |
| Authors |
Kai_Ikuta,_Kosuke_Namekata,_Yuta_Notsu,_Hiroyuki_Maehara,_Soshi_Okamoto,_Satoshi_Honda,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09249 |
星黒点と星フレアは、星の磁気活動の指標です。黒点周辺に蓄積された磁気エネルギーがフレアの起源であると考えられていますが、その関連性は完全には理解されていません。光度曲線から推定されるスポット位置とその中でのフレアの発生との関係を調べるために、3つのM型矮星フレア星、AUMic、YZCMi、およびEVLacのTESS光度曲線の星黒点モデリングを、論文で実装されたコードを使用して実行します。I.このコードは、適応並列テンパリングアルゴリズムによって複数の恒星/スポットパラメータを効率的に推定することを可能にします。その結果、フレアの発生頻度は、各星の光度曲線の回転位相と必ずしも相関しないことがわかりました。星黒点モデリングの結果は、いずれかの点が常にすべてのフェーズで視線に見えることを示しており、これが回転フェーズとフレア周波数の間に相関関係がない、または少ない理由の1つになる可能性があることを示唆しています。さらに、AUMicとYZCMiの光度曲線の振幅と形状は、異なるTESSサイクル間で2年間変化しています。スタースポットモデリングの結果は、これがスポットサイズと緯度の変化によって説明できることを示唆しています。
太陽大気のエネルギー論
光球上の太陽コロナの過剰な温度は、課題をもたらします。複数のエネルギーイベントが、コロナをこのような高温に維持することに貢献しています。さまざまなイベントで放出されるエネルギーは、数桁にわたって変化する可能性があります。フレアやコロナ質量放出(CME)のような地磁気的に重要な大きなエネルギーイベントは、太陽コロナの地球規模のエネルギー論にはほとんど寄与しません。したがって、発生頻度がはるかに高く、数桁(9～10桁)の低エネルギーのイベントを詳細に調査する必要があります。観測は、異なるエネルギーを持つこれらの衝撃的なイベントがべき法則分布に従うことを示唆しており、共通の根本的なメカニズムを示しています。これらの小さな過渡事象のエネルギー論と、フレアのような衝撃的な事象との類似性を理解するために、コロナルループ(磁束管)の観測に基づくモデリングを実行します。この論文では、冠状ループの0D流体力学的記述に基づくEBTELコードを使用しています。このアプローチは、広範囲のパラメーターにわたってシステムのエネルギー論をすばやく推定するのに適しています。次に、EBTELをより広い範囲のパラメーターに適したものにするための改善について説明します。これに続いて、改善されたEBTELを使用して、単一のべき乗則分布を使用して生成されたさまざまなエネルギーの衝撃イベントをシミュレートする可能性を探ります。マルチサーマルプラズマと流体力学モデルのさまざまなコンポーネントから観測された放出との比較は、加熱が衝撃的であることを示唆しています。衝動的なイベントによって引き起こされる磁場に沿った流れは、コロナルループのモデル化の重要な部分であるため、遷移領域の加熱のコンテキストでそのような流れの意味を議論します。
明るい TESS RRc 星の時系列解析: 追加モード、位相変化など
| Title |
Time_series_analysis_of_bright_TESS_RRc_stars:_Additional_modes,_phase_variations_and_more |
| Authors |
J._M._Benk\H{o},_E._Plachy,_H._Netzel,_A._B\'odi,_L._Moln\'ar,_A._P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09384 |
TESS宇宙望遠鏡からの2年間のデータを使用して、633個の倍音脈動場RRLyrae(RRc)星の時系列を調査しました。星の大部分(82.8%)には、主要な脈動以外の追加の周波数が含まれています。以前に$\ell=8$および$\ell=9$非ラジアルモードによって説明された周波数に加えて、追加の周波数が$\ell=10$非ラジアルモードに属している可能性がある星のグループを特定しました。ラジアルモード。その結果、周期が短い星では付加的な周波数を持たない星がより一般的であり、周期が長い星ではほぼ常に付加的な周波数を示すことがわかりました。発生率とこの期間分布は、最近の理論モデルの予測とよく一致しています。追加の周波数の振幅と位相は時間とともに変化します。特定の星に現れるさまざまな非ラジアルモードの周波数は、さまざまな時間スケールで異なるようです。Blazhko効果の発生率は10.4%であると判断しました。いくつかの星では、大きな振幅変動のない連続的な年スケールの位相変化が検出されました。このタイプの変動は、多くのRRc星で報告されている「位相ジャンプ」現象のもっともらしい説明を提供します。主な脈動周波数は、準周期的な位相と振幅の変動を示す可能性があります。この変動は明らかに、星に存在する追加の周波数に関連しています。2つの非放射状モードを持つ星は最も強い変動を示しますが、そのようなモードを持たない星はまったく変動を示しません。時間の経過に伴う位相変動の総和は、多くの非ブラジコRRc星で長い間知られているO-C変動を説明するかもしれません。
太陽と星のフラックス輸送ダイナモと子午線循環の平均場モデル
| Title |
Mean_field_models_of_flux_transport_dynamo_and_meridional_circulation_in_the_Sun_and_stars |
| Authors |
Gopal_Hazra,_Dibyendu_Nandy,_Leonid_Kitchatinov_and_Arnab_Rai_Choudhuri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09390 |
太陽周期の最も広く受け入れられているモデルは、磁束輸送ダイナモモデルです。このモデルは、太陽の子午面循環の存在が知られていなかったときに最初に開発された伝統的な$\alpha\Omega$ダイナモモデルから発展したものです。これらのモデルでは、トロイダル磁場(黒点を生じさせる)は、太陽の微分回転によってポロイダル磁場が引き伸ばされることによって生成されます。フラックス輸送モデルにおけるポロイダル場の主な原因は、以前のモデルで使用された平均場$\alpha$効果とは対照的に、バブコック-レイトン機構に起因します。太陽には子午線循環があり、表面では極方向であり、対流帯の底では赤道方向であると予想されるという認識により、ダイナモプロセスで磁場を輸送するためのその重要性が認識されました。子午面循環とフラックス輸送ダイナモの両方の物理に関する私たちの理解の多くは、乱流変動に対するMHDの方程式を平均化することによって得られる平均場理論から得られました。子午面循環の平均場理論は、遠心風と熱風の項の間の相互作用からどのように発生するかを明らかにします。太陽磁場と流れの平均場理論、フラックス輸送ダイナモモデリングパラダイムの広範なレビューを提供し、太陽と星の磁気サイクルへの応用のいくつかを強調します。また、ダイナモによって生成された磁場が太陽の子午面循環にどのように作用するか、子午面循環の変動が太陽ダイナモにどのように影響するかについても説明します。最後に、平均場理論、磁束輸送ダイナモモデル、および直接数値シミュレーションの相乗効果が、この分野の未来にどのように影響を与えることができるかについて、いくつかの意見を述べて締めくくります。
SX Phoenicis Star XX Cygni における高調波の無相関振幅と周波数変動
高調波は脈動する星では非常に一般的であり、独立した親の脈動モードの動作を模倣すると常に考えられており、星震学の重要な情報とは見なされていません。ここでは、ピリオドグラムが基本周波数$f_{0}=7.41481\pm0.00004\\mathrm{c\d}^{-1}$とその19の高調波によって支配されるSXフェニキス星XXCygniを報告します。TESSからのアーカイブデータの分析によると、基本モードと高調波の振幅と周波数の両方がTESSセクター14-17および54-57内で変化することがわかりました。これは、隣接する星による汚染によって引き起こされる可能性があります。さらに興味深いのは、ハーモニクスが時間の経過とともに振幅と周波数の変動に相関がないことです。現在の星震学におけるこの隠れたコーナーのさらなる研究を計画するために、いくつかの可能性のある起源と興味深い問題が提案されています。
ASASSN-15cm: 公転周期5.0時間のSU UMa星
ASASSN-15cmは、以前の研究で、軌道周期が5.0時間の矮新星で、K2.5付近のスペクトルタイプの高温で明るい二次星雲であると特定されていました。ZwickyTransientFacility(ZTF)のデータ、AsteroidTerrestrial-impactLastAlertSystem(ATLAS)強制測光、および超新星の全天自動調査(ASAS-SN)SkyPatrolのデータを使用して、この天体は2019.0.2084652(3)dの精密軌道周期と0.2196(1)dのスーパーハンプ周期を得て、質量比q=0.22を得ました。静止楕円体変動のモデル化により、i=55度の傾きが得られました。これは、バースト中の食の欠如と一致しています。この天体は、周期ギャップの上またはその中に、進化したコアを持つ二次星を含むSUUMa星の別の例を追加し、確立された星の中で最も長い軌道周期を持っています。ASASSN-15cmは、2015年から2022年の間に849(18)dのスーパーサイクルで比較的規則的なスーパーアウトバーストを示し、次のスーパーアウトバーストは2024年の前半に発生すると予想されます。このオブジェクトの。
最も巨大な集団 III 星
JamesWebbSpaceTelescopeからの最近のデータは、赤方偏移~20の星の最も初期の世代を検出する現実的な見通しがあることを示唆しています。これらの金属が少なくガス状の種族IIIの星は、おそらく質量範囲$10-10^3M_\odot$にあります。極値統計の適用に基づいて、PopIII星の存在量と最も大規模なPopIII星の分布を計算するためのフレームワークを開発します。私たちの計算では、最近のシミュレーションからの星形成率密度を使用して、PopIII星の存在量が導き出される星形成効率を調整します。私たちの極値モデリングは、赤方偏移が10<z<20にある最も質量の大きいPopIII星は、$10^3-10^4M_\odot$のオーダーである可能性が高いことを示唆しています。エクストリームポップIII星は、高赤方偏移の超大質量ブラックホールの種となり、検出可能な重力波の源となるのに十分な数でした。
矮新星CW月の公転周期について
CWMonは、比較的明るく近くにあるSSCyg型矮新星で、激変変数の詳細な分析や統計的研究で頻繁に使用されます。TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)の観測を使用して、公転周期が採用されているものと異なることがわかりました。結合されたデータ(TESS、ZwickyTransientFacilityデータ、およびVSNETキャンペーン)を使用して、期間を0.19346802(4)dに更新しました。以前に採用された0.1766dの期間は、おそらく楕円体変動の2つの最大値と最小値の間の混乱によって導入された2日間のエイリアスであることが判明しました。この天体は、2016年と2002年のアウトバーストの際にかす食を示し、2016年のアウトバーストの前後に静止していることも確認されました。これらの食は必ずしも常に存在するわけではなく、過去のいくつかの爆発の間およびTESSデータでは顕著ではありませんでした。日食の有無は、円盤の半径または円盤の外側部分の明るさに関係している可能性があります。37分間の準周期振動(QPO)信号が、2002年のバースト中に報告されました。矮新星の長い爆発のピーク付近でQPOが検出されたという最近の報告と合わせて、降着円盤が最大半径(可能性として潮汐切断半径)に達したときに、長い爆発中のそのようなQPOが励起されたのではないかと考えています。.
$^{19}$F($p$,$\gamma$)$^{20}$Ne反応の測定は、最初の星でのCNOブレイクアウトを示唆している
| Title |
Measurement_of_$^{19}$F($p$,$\gamma$)$^{20}$Ne_reaction_suggests_CNO_break-out_in_first_stars |
| Authors |
Liyong_Zhang,_Jianjun_He,_Richard_J._deBoer,_Michael_Wiescher,_Alexander_Heger,_Daid_Kahl,_Jun_Su,_Daniel_Odell,_Yinji_Chen,_Xinyue_Li,_Jianguo_Wang,_Long_Zhang,_Fuqiang_Cao,_Hao_Zhang,_Zhicheng_Zhang,_Xinzhi_Jiang,_Luohuan_Wang,_Ziming_Li,_Luyang_Song,_Hongwei_Zhao,_Liangting_Sun,_Qi_Wu,_Jiaqing_Li,_Baoqun_Cui,_Lihua_Chen,_Ruigang_Ma,_Ertao_Li,_Gang_Lian,_Yaode_Sheng,_Zhihong_Li,_Bing_Guo,_Xiaohong_Zhou,_Yuhu_Zhang,_Hushan_Xu,_Jianping_Cheng,_Weiping_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09802 |
ビッグバンの原始物質から形成された最初の星(PopIII星)におけるカルシウム生成の起源とその運命は、天体物理学の最も興味深い謎のままです。高度な核燃焼と超新星は、すべての星で見られるCa生成の主な原因であると考えられていました。ここでは、「暖かい」炭素-窒素-酸素(CNO)サイクルからの脱却によるCa生産への質的に異なる経路について報告します。$^{19}$F($p$,$\gamma$)$^{20}$Neブレークアウト反応の直接測定を186keVという前例のない低エネルギー点まで拡張し、225keV。天体物理学的に関心のある領域では、約0.1ギガケルビンで、この熱核$^{19}$F($p$,$\gamma$)$^{20}$Neレートは、以前の推奨レート。私たちの恒星モデルは、恒星の水素燃焼中にこれまで考えられていたよりも強力なブレイクアウトを示しており、既知の最古の超鉄貧星SMSS0313-6708に刻印されたPopIII星におけるCa生成の性質を明らかにする可能性があります。世界で最も深い研究所である中国金平地下研究所からのこの結果は、宇宙線誘起バックグラウンドが非常に低い環境を提供しており、最初の星がどのように進化して死ぬかについての理解に広範囲に及ぶ意味を持っています。私たちのレートは、最も古い知られている星と最初の銀河で観測された核合成に、かすかなPopIII星の超新星が与える影響を示しています。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の主要なミッションターゲットです。
ガイアからの O-rich Mira 可変期間-年齢関係の運動学的キャリブレーション
| Title |
A_kinematic_calibration_of_the_O-rich_Mira_variable_period-age_relation_from_Gaia |
| Authors |
Hanyuan_Zhang_and_Jason_L._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10024 |
実験的および理論的研究は、ミラ変光星の周期がそれらの年齢に関連していることを示しています。これは、赤外線での明るさと相まって、ローカルグループの高度に絶滅した、または遠く離れた部分の形成と進化の強力なプローブになります。ここでは、長周期変数候補のGaiaDR3カタログを利用して、Mira変数の周期と年齢の関係を調整します。動的モデルは、拡張された太陽近傍全体でOに富むミラ変数集団に適合され、次に、結果として得られる太陽近傍の周期運動関係が年齢運動関係の外部キャリブレーションと比較され、$\のミラ変数周期年齢関係が導き出されます。tau\approx(6.9\pm0.3)\,\mathrm{Gyr}(1+\tanh((330\,\mathrm{d}-P)/(400\pm90)\mathrm{d})$.結果は、より小さなデータセットを使用した以前のキャリブレーションと同様に、ローカルグループクラスターメンバーの期間年齢特性とよく比較されます.このキャリブレーションは、星形成とローカルグループ全体のさまざまな進化プロセスの影響を正確に特徴付ける可能性を開きます.
静的な球対称時空と強いエネルギー条件における準円軌道の近点シフトの一般式
| Title |
General_formulae_for_the_periapsis_shift_of_a_quasi-circular_orbit_in_a_static_spherically_symmetric_spacetime_and_the_strong_energy_condition |
| Authors |
Tomohiro_Harada,_Takahisa_Igata,_Hiromi_Saida_and_Yohsuke_Takamori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.07516 |
一般的な静的な球対称時空における準円軌道の近点シフトを調べます。重力場に関して完全な順序で2つの式を導出します。1つは重力質量$m$とアインシュタインテンソルに関するもので、もう1つは軌道角速度とアインシュタインテンソルに関するものです。これらの式は、シュヴァルツシルト時空における順行シフトのよく知られた式を再現しています。一般的なケースでは、軌道の半径$r$でのアインシュタインテンソルの成分の特定の組み合わせにより、シフトは真空時空のシフトから逸脱します。数式は、ニュートン重力の拡張質量効果による逆行シフトを示します。一般相対性理論では、大質量物体の近くの弱磁場領域では、有効重力質量密度$\rho_{A}=(\epsilon+p_{r}+2p_{t})/c^{2}$,ここで、$\epsilon$、$p_{r}$、および$p_{t}$は、それぞれ物質フィールドのエネルギー密度、半径方向応力、および接線方向応力です。逆行シフトには$\rho_{A}$が臨界値$\rho_{c}\simeq2.8\times10^{-15}\mbox{g}/\mbox{cm}^{を超える必要があることを示します3}(m/M_{\odot})^{2}(r/\mbox{au})^{-4}$、一方、真空時空での順行シフトよりも大きい順行シフトは、代わりに$\rho_{A}を意味します。<0$、つまり強いエネルギー条件の違反であり、暗黒エネルギーの証拠を提供します。太陽系と銀河中心の暗黒物質への影響も議論されています。
宇宙定数と標準モデルのパラメータ間の関係の可能性
| Title |
Possible_Relation_between_the_Cosmological_Constant_and_Standard_Model_Parameters |
| Authors |
Mark_P._Hertzberg,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09090 |
deSitter空間における量子重力の可能な特性を提案し、それらが宇宙定数の値を標準モデルのパラメータに関連付けることを発見します。deSitter空間では、(i)最も鮮明に定義された観測量は、物体を地平線から散乱させて地平線に戻すことによって得られること、(ii)離散電荷のブラックホールは理論上明確に定義された状態であることを提案します。したがって、離散電荷が最小のブラックホールの場合、離散電荷ブラックホールの状態が明確に定義されるように、ブラックホールとプローブが関与する散乱プロセスが蒸発する前にハッブル時間内に発生することが要求されます。ブラックホールの電荷が原則として検出可能であり、散乱電子の状態がかなり変化することを前提とすることで、ハッブルスケールまたは宇宙定数と電子の質量と電荷の間の関係を導き出し、私たちの無知を説明する1つの係数を導き出します。完全な微視的理論の。これにより、ダークエネルギーの観測値を含む予測$\Lambda\sim10^{-123\pm2}M_{Pl}^4$が得られます。この提案をテストするための可能な方法を提案します。
太陽と月をソース質量として使用し、地球の回転を変調として使用して、天文学的な距離でのエキゾチックなスピン依存相互作用を検索する
| Title |
Using_the_Sun_and_the_Moon_as_Source_masses_and_the_Earth's_Rotation_as_a_Modulation_to_Search_for_Exotic_Spin-Dependent_Interactions_at_Astronomical_Distances |
| Authors |
L.Y._Wu,_K.Y._Zhang,_M._Peng,_J._Gong,_H.Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09096 |
新しい光粒子によって媒介されるエキゾチックなスピン依存相互作用は、現代物理学におけるいくつかの重要な問題の解決につながりました。1つの頂点でのスカラー結合$g_S^N$と偏極中性子頂点での疑似スカラー結合$g_P^n$を含むこのような相互作用は、スピン0ボソンの交換、またはベクトル/軸ベクトル結合によって誘導できます。$g_V^N$/$g_A^N$1つの頂点での$g_V^N$/$g_A^N$と偏極中性子頂点での軸方向ベクトル結合$g_A^n$は、スピン1ボソンの交換によって誘導できます。このような新しい相互作用が存在する場合、太陽と月は、地球の自転軸に垂直な方向に沿って有効磁場の恒星変動を引き起こす可能性があります。ローレンツおよびCPT違反に関する実験室測定からの既存のデータを分析することにより、天文学的相互作用範囲でのそのようなエキゾチックなスピン依存相互作用の新しい実験的上限を導き出しました。$\sim2\times10^{10}$mから$\sim10^{14}$mの範囲で、$g_S^Ng_P^n$に最も厳しい実験的制限を設定しました。以前は、この範囲での$g_S^Ng_P^n$の最適な制限は天体物理学からのものでした。結果は、私たちの知る限りでは、スカラー-疑似スカラータイプの相互作用に関して、初めて実験室の限界が天体物理学的限界を超えたものです。天文学的なスケールの範囲でのベクトル-軸-ベクトルおよび軸-軸-ベクトルタイプの相互作用に関する新しい制約を報告します。vector-axial-vectorの新しい制限は、$\sim$12桁も改善されています。また、分析をハリダス相互作用に適用し、相互作用に対する対応する新しい制約を取得します。同じ考えに基づいて、ビーム法を使用して、電子、ミューオンなどの他の粒子が関与する相互作用をさらに探索する可能性について説明します。
パラメータ化された球対称時空におけるブラックホールの周りの平衡非自己重力トーラス
| Title |
Equilibrium_non-selfgravitating_tori_around_black_holes_in_parameterised_spherically_symmetric_spacetimes |
| Authors |
Marie_Cassing,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09135 |
ブラックホールの周りを周回する非自己重力平衡トーラスには長い歴史があり、ブラックホールやその他のコンパクトな天体への降着流の多数のシミュレーションに使用されてきました。我々は、完全に一般的で急速に収束するパラメータ化で表現された球対称ブラックホール時空から出発して、そのような平衡を構築する問題を再検討しました：RZメトリック。このフレームワーク内で、これらの平衡を特徴付けるすべての量の定義を、フォンツァイペルシリンダーの概念から始まり、トーラスのファミリーを構築するために使用される特定の角運動量の可能な範囲まで拡張しました。パラメータの許可されたスペース内で、標準の「シングルトーラス」ソリューションと、非標準の「ダブルトーラス」ソリューションの両方に遭遇しました。単一カスプの存在、局所圧力最大値、および変化する外半径の点での最初のものの特性は、一般相対性理論で見られるものと非常に似ていますが、二重円環解の特性ははるかに豊富で、自然に同じ一定の特定の角運動量を持つ構成が可能になるため、自然界での生成が容易になる可能性があります。これらの天体の存在は現在非常に仮説的ですが、これらの平衡トーラスが観察されれば、時空の特性と一般相対論からの偏差に関する非常に貴重な情報が得られるでしょう。
非分析宇宙固定点のパラメータ空間の再構築
| Title |
Reconstructing_the_parameter_space_of_non-analytical_cosmological_fixed_points |
| Authors |
Santiago_Garc\'ia-Serna_and_J._Bayron_Orjuela-Quintana_and_C\'esar_A._Valenzuela-Toledo_and_Hern\'an_Ocampo-Dur\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09181 |
動的システム理論は、宇宙モデルの漸近挙動を分析するために広く使用されている手法です。この方法では、ダイナミクスを記述する方程式を無次元変数で記述して、一連の自律的な1次微分方程式を作成します。次に、モデルの漸近ダイナミクスが自律集合の固定点にエンコードされます。通常、これらのポイントは、モデルのパラメーターに関する変数の分析式であり、パラメーター空間を制約することができます。ただし、場合によっては分析処理が不可能な場合があります。この作業では、分析固定点のないダークエネルギー(DE)モデルの例、異方性BianchiIバックグラウンドのベクトル場に結合されたタキオン場を示し、パラメーター空間の数値的記述を提案します。システムの可能な加速アトラクタの分岐曲線を見つけます。この作業は、非常に複雑な動的システムの数値解析のテンプレートとして機能する可能性があります。
長寿命の無菌ニュートリノは暗黒物質の役割を果たすことができます。このようなニュートリノは、標準モデルの場と熱平衡状態になくても、一重項スカラーを持つ熱浴を形成する可能性を考慮しています。最終的に、ニュートリノ暗黒物質は、非相対論的および相対論的領域の両方で発生する可能性があるダークセクターでフリーズアウトします。後者の可能性を説明するために、反応速度の計算で有効な化学ポテンシャルを持つ完全なフェルミ・ディラックおよびボース・アインシュタイン分布関数を使用します。これにより、凍結プロセスを詳細に研究し、必要な熱化条件を取得することができます。相対論的フリーズアウトは、パラメーター空間の比較的小さな部分で発生することがわかりました。標準的な弱く相互作用する質量粒子(WIMP)のシナリオとは対照的に、許容される暗黒物質の質量は摂動性に矛盾することなく$10^4$TeVまで拡張されます。
重力真空凝縮星
量子論と一致する重力崩壊の終点として提案された重力真空凝縮星をレビューします。Gravastarsは、事象の地平線ではなく、表面境界層と物理的表面張力によって特徴付けられる、低温で低エントロピーの、最大限にコンパクトな天体です。この薄い境界層内では、有効な真空エネルギーが急速に変化し、回転していないグラバスターの内部は、次の式を持つドシッター空間の非特異な静的パッチです。状態p=-rhoの。驚くべきことに、基本的にこれと同じ結果が、シュヴァルツシルトの1916年の定密度内部解をそのコンパクト極限に外挿することによって得られ、ブラックホールの特異点定理とブッフダールのコンパクト性限界がどのように回避されるかを示しています。水平線上の表面応力テンソルは、ヌル超曲面のランチョス-イスラエル接合条件の修正によって決定されます。これは、回転するグラバスターソリューションにも適用されます。地平線での量子相転移の基本的な基礎は、重力の低エネルギー有効作用における新しい光スカラー場に依存する共形異常の応力テンソルです。このスカラーは、正確な4形式アーベルゲージフィールドの凝縮として記述される真空エネルギーの実効値を地平線で変化させることができます。したがって、結果として得られる有効な理論は、古典的な一般相対性理論の固定定数Lambdaと、UV物理学に対する明らかに不自然に大きな感度を、空の平面空間での基底状態値が同じようにゼロである動的凝縮体に置き換えます。これにより、宇宙定数問題の自然な解決と、重力真空凝縮星の境界層と内部の効果的なラグランジュ動的フレームワークの両方が提供されます。現在の観測上の制約の状況と、重力波とエコーシグネチャによる重力星の検出の見通しについて説明します。
| Title |
Nuclear_physics_with_gravitational_waves_from_neutron_stars_disrupted_by_black_holes |
| Authors |
Teagan_A._Clarke,_Lani_Chastain,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09711 |
潮汐破壊を受ける中性子星とブラックホール(NSBH)の合体からの重力波は、中性子星の状態方程式、ひいては最も極端な密度での物質の挙動を研究するための潜在的な手段を提供します。潮汐破壊の重力波シグネチャの現象論的モデルを提示し、破壊時間を測定することができます。潮汐破壊を測定するために最適化されたパラメーターを使用して、楽観的に近くのNSBHイベントを想定して、模擬データを使用して研究を行います。40kmのCosmicExplorer機器の2つの検出器ネットワークが、0.5ミリ秒の精度で破壊の時間を測定できることを示します。これは、中性子星半径0.7kmの制約に対応します(90%の信頼性)。この半径の制約は、インスパイラル中に同じシステムの中性子星の潮汐変形能を測定することによって得られる制約よりも広いです。さらに、中性子星の半径は、連星中性子星の合体を使用して、より厳密に制約される可能性があります。NSBHの合体は、恒星と連星の天体物理学について提供する情報にとって重要ですが、中性子星連星の合体からすでにわかっている以上の核物理への洞察を提供する可能性は低いです。
相対論的質量を取り入れた銀河の回転曲線とケプラー速度曲線との比較
| Title |
Galaxy_rotation_curves_incorporating_relativistic_mass_and_comparison_with_Keplerian_velocity_curves |
| Authors |
Jaroslaw_S._Jaracz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09720 |
特殊相対性理論から質量公式を用いて質量密度を補正した軸対称銀河の速度分布の公式を導出した。いくつかの合理的なテスト質量密度を取り、結果として得られる銀河の回転曲線を数値的に計算します。次に、これらを相対論的補正係数なしで同様の式から得られた回転曲線と比較します。補正係数には小さな暗黒物質のような効果があることがわかりました。最後に、これらを対応するケプラー速度曲線と比較します。この場合、銀河の中心から離れて銀河の端に至るまで、大きな不一致があることがわかります。式を使用して計算された曲線は、著しく高い速度を示します。
RDataFrame とその逆に厄介
AwkwardArraysとRDataFrameは、大規模な計算を実行する2つのまったく異なる方法を提供します。それらの間でゼロコピー変換する機能を追加することで、ユーザーは両方を最大限に活用できます。これにより、ユーザーは、分析でさまざまなパッケージと言語を混在させる際の柔軟性が向上します。AwkwardArrayバージョン2では、ak.to_rdataframe関数がAwkwardArrayのビューをRDataFrameソースとして表示します。このビューはオンデマンドで生成され、データはコピーされません。列リーダーは、ビューのランタイムタイプに基づいて生成されます。リーダーは、ROOT::RDF::RDataSourceから派生した生成されたソースに渡されます。ak.from_rdataframe関数は、選択した列をネイティブの厄介な配列として変換します。JIT技術を利用した実装の詳細について説明します。RDataFrameの高レベルインターフェイスを介してAwkwardArrayに格納されたデータを分析する例を示します。C++で記述されたユーザー定義フィルターを適用し、列データをAwkwardArrayとしてプロットまたは抽出する列定義の例をいくつか示します。現在の制限と将来の計画について説明します。
自由落下原子を用いた低エネルギーニュートリノと質量暗黒物質の検出
| Title |
Low_Energy_Neutrino_and_Mass_Dark_Matter_Detection_Using_Freely_Falling_Atoms |
| Authors |
Alim_Ruzi,_Sitian_Qian,_Tianyi_Yang,_and_Qiang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.09874 |
自由落下する重原子からのコヒーレント散乱とその結果の運動学的シフトを通じて、MeVスケール以下の低エネルギーニュートリノと低質量暗黒物質を検出する新しい方法を提案します。説明のための簡単な計算から始めます:質量数が約100で、反跳エネルギーが1meVと小さい$10^7$重原子の場合、対応する速度は$0.01{\rmm/s}$に達し、大きな運動力を生み出すことができます。検出できるシフト。次に、提案されたデバイスが、meVからMeVまでのニュートリノの広大な低エネルギー領域を調べることができ、サブMeV暗黒物質の以前の限界を数桁超えることができることを示します。このような提案は、(1)サブMeVスケールの暗黒物質を検出するのに役立ちます:$10^2$の原子銃が下向きに発射されます。たとえば、$10^{7}$原子で構成され、周波数が$10前後のCsIまたは鉛クラスターです。^3$Hz、1(0.1)MeVの暗黒物質に対して$10^{-33(-34)}\rm{cm}^{2}$レベルの散乱断面積にすでに敏感であり、電流を上回る可能性があります。限界。技術的な課題には、高品質の原子クラスターの製造と注入が含まれます。(2)0.1-1MeV領域でのコヒーレントニュートリノ核散乱を初めて測定:$10^4$原子銃を使用して、$10^{11}$原子と$10^{6}の周波数で構成されるCsIクラスターを下方に発射$ヘルツ。MeVの太陽ニュートリノからのイベントは、年間10回観測されると予想できます。さらに、(3)この方法は、非常に低エネルギーのニュートリノをeV-KeV領域までプローブするように拡張でき、宇宙ニュートリノバックグラウンドを検出できる可能性がありますが、依然として困難です。
宇宙論における地平線問題の可能性のある新しい見方を伴うFSMの真空遷移
| Title |
A_vacuum_transition_in_the_FSM_with_a_possible_new_take_on_the_horizon_problem_in_cosmology |
| Authors |
Jose_Bordes_(1),_HM_Chan_(2)_and_ST_Tsou_(3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10028 |
クォークとレプトンの経験的な質量と混合パターンを説明するために構築されたフレーム化標準モデル(FSM)は、素粒子物理学のほぼすべての領域で標準モデルと同じ結果をもたらします。W質量とミューオンのg-2として、実験はSMが予測するものからの逸脱を示しています。さらに、暗黒物質として機能する可能性のある粒子の隠されたセクターの存在を予測しています。この論文では、最初に、上記の結果は約17MeVのスケールでFSMが真空遷移を起こすことを含み、そのスケールより上ではすべて非ゼロであるカラーframonsのvevがそれより下でいくつかの消失成分を取得することに注意します。これは、これらの消失コンポーネントに関連するメトリックも消失することを意味します。その結果、主に未知の隠れたセクターで経験的な確認を得ることが現在困難であるが、それらは標準的なセクターで小さな反省を与え、そのうちのいくつかはすでに見られている可能性がある.しかし、カルザ・クラインのように高次元の時空に色が埋め込まれていると想像すると、このVTR1はコンパクト化された次元の2つを崩壊させることに注意してください。これは、宇宙が約$10^{-3}$s歳のときに$10^{11}$Kの対応する温度に冷却されたときに、このVTR1の崩壊により、宇宙の3つの空間次元が補償のために膨張することを意味する可能性があります。.結果として生じる膨張は、素粒子物理学から以前に決定されたFSMパラメーターを使用して推定され、時間を逆方向に外挿すると、現在の宇宙を当時の地平線の内側に戻すことができるため、正式に地平線の問題が解決されます。さらに、VTR1はFSMのグローバルな現象であり、すべての空間で自動的かつ同時にオンとオフを切り替えるため、適切な終了のための追加の戦略は必要ありません。
強結合時の気泡膨張
宇宙論的な一次相転移(FOPT)は強力なダイナミクスである可能性がありますが、詳細な衝突項がないため、その気泡壁速度を決定することは困難です。FOPTを使用した強結合理論の最近のホログラフィック数値シミュレーションでは、平面壁の偽真空と真真空の間の位相圧力差と直線的に相関する比較的小さな壁速度が優先されます。このレターでは、熱プラズマと強く相互作用する気泡の平面/円筒/球壁膨張の非相対論的限界を解析的に明らかにしました。平面壁の結果は、ホログラフィック数値シミュレーションで以前に見つかった線形関係を再現します。円筒形および球形の壁の結果は、将来の数値シミュレーションで直接テストできます。確認されると、強く結合されたFOPTの気泡壁速度は、基礎となる微物理学を呼び出すことなく、純粋に流体力学の観点から表現できます。
コンパクトアクシオン星の電磁不安定性
| Title |
Electromagnetic_instability_of_compact_axion_stars |
| Authors |
Liina_M._Chung-Jukko,_Eugene_A._Lim,_David_J._E._Marsh,_Josu_C._Aurrekoetxea,_Eloy_de_Jong,_Bo-Xuan_Ge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.10100 |
暗黒物質がアクシオンで構成されている場合、アクシオン星は宇宙に豊富にあると予想されます。完全に非線形(3+1)の数値相対論で、電磁チャーン-サイモン項によるコンパクトアクシオン星の不安定性を示します。臨界結合定数$g_{a\gamma}^\mathrm{crit}\proptoM_s^{-1.35}$以上では、質量$M_s$のコンパクトなアクシオン星が不安定であることを示す。不安定性は、アクシオンと電磁場の間のパラメトリック共鳴によって引き起こされます。安定したコンパクトアクシオン星が存在するには、ほぼプランク抑制された光子結合が必要です。カップリングが臨界値を超える場合、すべての安定したアクシオン星は必然的に非コンパクトになります。不安定なアクシオン星は崩壊し、質量が小さく、コンパクトではない残骸が残ります。放出された放射は、周波数$\omega\sim1/R_s$でピークに達します。ここで、$R_s$はアクシオン星の半径です。
軽原子核でのガモウ因子反応の再検討
この研究では、従来のGamow因子で使用されていた仮定を修正することにより、軽原子核の核反応における透過確率(PP)の理解が深まります。ガモウ係数は、クーロン障壁よりも粒子エネルギーが低く、核相互作用ポテンシャルの依存性を無視するという2つの仮定に基づいて、核反応におけるPPを効果的に記述します。ただし、軽原子核については、この仮定が当てはまらないことがわかりました。仮定を除いた計算の結果、軽原子核の核間相互作用ポテンシャル深さに依存するPPが得られます。実験的核融合断面積によって当てはめられた潜在的な深さについて、軽原子核のPP(D+D、D+T、D+$^3$He、p+D、p+$^6$Li、およびp+$^7$Li)は、クーロン障壁付近で従来のものよりも高くなります。また、実験での核断面のエネルギー範囲の測定を決定するガモウピークエネルギーの変化や、電子スクリーニング効果など、修正されたPPの意味についても説明します。
